La lumière et les distances dans l’espace

« Les étoiles que l’on voit dans le ciel sont peut-être déjà mortes. » Cette phrase familière est fausse.

Elle est belle, un peu vertigineuse.

Plus exactement, c’est une phrase vraie qu’on a recollée sur les mauvaises étoiles — ce qui est plus intéressant encore.

Mesurer l’espace

Les distances astronomiques dépassent tellement l’échelle humaine que le kilomètre y devient inutilisable : il faudrait aligner des dizaines de chiffres pour écrire la position de l’étoile la plus proche. On emploie donc trois unités adaptées, chacune à son échelle.

• L’unité astronomique vaut environ 150 millions de kilomètres (exactement 149 597 870 700 mètres, une valeur fixée en 2012) : c’est à peu près la distance moyenne de la Terre au Soleil. Elle sert à l’intérieur du Système solaire.
• L’année-lumière est la distance parcourue par la lumière en un an. C’est une distance, pas une durée — malgré le mot « année » qu’elle contient. Elle sert pour les étoiles.
• Le parsec est l’unité qu’emploient réellement les astronomes. Son nom vient de la méthode de mesure dont parle cette page.¹¹

Ces distances ont une conséquence qui n’est pas une image : regarder loin, c’est regarder tôt. La lumière ne se déplace pas instantanément. On ne voit jamais un objet du ciel tel qu’il est : on le voit tel qu’il était quand sa lumière est partie.

C’est ce décalage qui rend possible tout ce que raconte cette page — et c’est aussi ce qui rend fausse la phrase par laquelle elle commence.

Pourquoi c’est faux

Le raisonnement est simple.

À l’œil nu, on ne voit que les étoiles les plus brillantes du voisinage : quelques milliers, dont la plupart se trouvent à quelques centaines d’années-lumière. On les voit donc telles qu’elles étaient il y a quelques siècles.

Considérons maintenant la durée de vie de ces étoiles. Même les plus massives, celles qui vivent le moins longtemps, tiennent des millions d’années.

Il reste à comparer les deux nombres : quelques siècles de voyage, contre des millions d’années de vie. La probabilité qu’une étoile soit justement morte pendant ce court trajet est minuscule — et même en la multipliant par le nombre d’étoiles visibles, on n’en attend pratiquement aucune.

Presque toutes les étoiles visibles à l’œil nu brillent encore.

L’exemple que tout le monde cite est Bételgeuse, l’épaule d’Orion. Elle finira par exploser en supernova, mais pas avant très longtemps. Qu’elle ait explosé précisément pendant les quelques siècles que met sa lumière serait très improbable — sans être impossible.

Et pourquoi c’est vrai

Tout change avec l’instrument.

Avec un grand télescope, on ne regarde plus à quelques centaines d’années-lumière : on regarde à des milliards.

En 2022, le télescope Hubble a repéré une étoile qu’on a baptisée Earendel — « étoile du matin », en vieil anglais. Sa lumière a mis 12,9 milliards d’années à nous parvenir : on la voit telle qu’elle était quand l’Univers n’avait que 7 % de son âge actuel.²²

On ne l’aurait jamais vue sans un coup de chance : un amas de galaxies se trouve devant elle, et sa gravité amplifie la lumière comme une loupe. La galaxie qui abrite Earendel en est déformée en un long croissant, que les chercheurs ont appelé l’Arc du lever de soleil.³³

Elle pèse au moins cinquante fois la masse du Soleil. Une étoile de ce type ne vit que quelques millions d’années.⁴⁴

Celle-ci, à coup sûr, n’existe plus depuis très longtemps.

La phrase du début n’est donc pas un mensonge. Elle est vraie des étoiles qu’on voit au télescope, et fausse de celles qu’on voit à l’œil nu.

Interactivité

Regarder loin, c’est regarder vers le passé

Quand on regarde un astre, on reçoit une lumière partie de lui il y a un certain temps. Ce temps dépend de la distance.

La question

Quand on regarde le Soleil, le voit-on tel qu’il est en ce moment ?

Sans JavaScript, voici les données de l’animation.

Les deux nombres de départ

Grandeur	Valeur	Source
Vitesse de la lumière	299 792 458 m/s	1
Unité astronomique (distance moyenne Terre-Soleil)	149 597 870 700 m	2

La lumière du Soleil, en route vers les planètes

Planète	Distance moyenne au Soleil	Temps de trajet de la lumière	Source
Mercure	57,9 millions de km	3 min 13 s (calculé)	3
Vénus	108,2 millions de km	6 min 1 s (calculé)	3
La Terre	149,6 millions de km	8 min 19 s (calculé)	3
Mars	228,0 millions de km	12 min 41 s (calculé)	3
Jupiter	778,5 millions de km	43 min 17 s (calculé)	3
Saturne	1 432,0 millions de km	1 h 20 min (calculé)	3
Uranus	2 867,0 millions de km	2 h 39 min (calculé)	3
Neptune	4 515,0 millions de km	4 h 11 min (calculé)	3

Trois astres, trois voyages

Astre	Distance	Temps de trajet de la lumière	Source
Le Soleil	1 unité astronomique	8 min 19 s (calculé)	2
Neptune	4 515 millions de km en moyenne	4 h 11 min (calculé)	3
Earendel	—	12,9 milliards d’années	4

Les temps de trajet vers les planètes, et ceux du Soleil et de Neptune, sont calculés : la distance divisée par la vitesse de la lumière. Celui d’Earendel est donné par la source. Dans l’animation, les distances aux planètes sont sur une échelle logarithmique.

À retenir La lumière met du temps à voyager. On voit le Soleil tel qu’il était il y a huit minutes, et Earendel telle qu’elle était il y a 12,9 milliards d’années.

Crédits des photos 10

• Le Soleil en lumière visible, photographié par le satellite SDO de la NASA le 10 août 2024. NASA/SDO, équipes scientifiques AIA, EVE et HMI, Domaine public, source
• Neptune, d’après les dernières images de la planète entière prises par Voyager 2 à travers des filtres vert et orange (1989) ; on y voit la Grande Tache sombre. NASA, Domaine public, source
• L’étoile surnommée Earendel (désignée par une flèche), dans sa galaxie, qui apparaît comme une traînée rouge ; toute la scène est vue à travers la lentille gravitationnelle d’un amas de galaxies situé entre elle et nous (télescope spatial Hubble). NASA, ESA, B. Welch (JHU), D. Coe (STScI), A. Pagan (STScI), CC BY 4.0, source
• Mercure, mosaïque d’images de la sonde MESSENGER de la NASA (2011). NASA/JHUAPL, Domaine public, source
• Vénus, enveloppée de nuages, photographiée par la sonde Mariner 10 de la NASA en février 1974. NASA/JPL-Caltech, Domaine public, source
• La Terre photographiée le 7 décembre 1972 par l’équipage d’Apollo 17, en route vers la Lune : on y voit l’Afrique, l’Antarctique et la péninsule Arabique. NASA, équipage d'Apollo 17, Domaine public, source
• Mars, mosaïque de 102 images de l’orbiteur Viking 1 (1980) ; au centre, le canyon Valles Marineris. NASA / USGS (PIA04304), Domaine public, source
• Jupiter photographiée en entier par le télescope spatial Hubble, le 21 avril 2014. NASA, ESA et A. Simon (Goddard), Domaine public, source
• Saturne en couleurs naturelles, d’après des images de la sonde Cassini (2008). NASA / JPL / Space Science Institute, Domaine public, source
• Uranus photographiée par la sonde Voyager 2 en 1986. NASA/JPL-Caltech, Domaine public, source

Sources 4

1. Bureau international des poids et mesures, Le Système international d’unités (SI), 9ᵉ éd., 2019, section 2.3.1, p. 19.

   Le mètre, symbole m, est l’unité de longueur du SI. Il est défini en prenant la valeur numérique fixée de la vitesse de la lumière dans le vide, c, égale à 299 792 458 lorsqu’elle est exprimée en m s−1, la seconde étant définie en fonction de ∆νCs. Cette définition implique la relation exacte c = 299 792 458 m s−1.

   Accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026

2. Bureau international des poids et mesures, Le Système international d’unités, chapitre 4, tableau 8 (unités en dehors du SI dont l’usage est accepté), p. 33, et note (j), p. 34.

   unité astronomique […] au […] 1 au = 149 597 870 700 m […] L’unité astronomique a été définie lors de la XXVIIIe Assemblée générale de l’Union astronomique internationale (Résolution B2, 2012).

   Accès libre · vérifié le 24 octobre 2026

3. Williams, David R., « Planetary Fact Sheet – Metric », NASA Goddard Space Flight Center (NSSDCA), mise à jour du 18 mars 2025, lignes « Diameter (km) » et « Distance from Sun (10^6 km) », colonnes Mercury à Neptune.

   Diameter (km) 4879 12,104 12,756 6792 142,984 120,536 51,118 49,528 […] Distance from Sun (10^6 km) 57.9 108.2 149.6 228.0 778.5 1432.0 2867.0 4515.0

   Accès libre ouvrir la source · vérifié le 27 octobre 2026

4. ESA / Hubble, communiqué heic2203, « A Record Broken: Hubble Finds the Most Distant Star Ever Seen », 30 mars 2022, communiqué du 30 mars 2022.

   its light has taken 12.9 billion years to reach Earth, appearing to us as it did when the universe was only 7 percent of its current age, at redshift 6.2

   Traduction de la rédaction sa lumière a mis 12,9 milliards d’années à atteindre la Terre, et elle nous apparaît telle qu’elle était quand l’univers n’avait que 7 % de son âge actuel, à un décalage vers le rouge de 6,2

   Accès libre ouvrir la source · vérifié le 9 septembre 2026

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La question à retenir

Cette idée revient plusieurs fois sur ce site : un chiffre compte toujours quelque chose de précis, et il faut savoir quoi. Combien de langues, selon quelle définition ; combien de citadins, selon quel seuil.

La même idée s’applique ici non à un chiffre, mais à une phrase.

Une affirmation porte toujours sur un ensemble précis. Les étoiles à l’œil nu et les étoiles au télescope ne sont pas le même ensemble, et ce qui est vrai de l’un est faux de l’autre.

D’où la question à poser : de quoi parle-t-on, exactement ?

C’est souvent là que se cachent les erreurs — pas dans le fait, mais dans ce à quoi on l’applique.

Comment on mesure une distance qu’on ne peut pas parcourir

Reste une question : comment sait-on à quelle distance se trouve une étoile ?

La première méthode repose sur un effet facile à vérifier : bras tendu, pouce levé, on ferme un œil, puis l’autre. Le pouce saute par rapport au fond de la pièce, et d’autant plus qu’il est proche.

Les astronomes procèdent de même, à six mois d’intervalle : la Terre se trouve alors de l’autre côté du Soleil, ce qui fait un très grand « écart entre les yeux ». Les étoiles proches semblent bouger un peu devant les lointaines. On appelle cela la parallaxe.

La difficulté : au-delà d’une certaine distance, le déplacement devient trop petit à mesurer. Il fallait donc autre chose pour aller plus loin.

Celle qui a trouvé la clé

À l’observatoire du Harvard College, au tournant du XXᵉ siècle, une équipe de femmes est employée à examiner des plaques photographiques du ciel. Elles n’utilisent pas les télescopes : elles dépouillent ce que d’autres ont photographié.

L’une d’elles s’appelle Henrietta Swan Leavitt. Elle publie en 1908, sous son nom, un catalogue de 1 777 étoiles variables — des étoiles dont l’éclat monte et descend régulièrement — repérées dans deux petites galaxies voisines de la nôtre, les Nuages de Magellan.⁵⁵

En 1912, à partir de vingt-cinq d’entre elles, toutes dans le Petit Nuage, elle établit une relation d’une simplicité redoutable : plus une de ces étoiles met de temps à varier, plus elle est réellement brillante.⁶⁶

Elle pouvait le voir pour une raison précise : ces vingt-cinq étoiles étant dans le même nuage, elles étaient toutes à peu près à la même distance de nous. Leurs différences d’éclat apparent étaient donc de vraies différences d’éclat — pas des différences de distance. C’est ce qui a rendu la comparaison possible. Ces étoiles sont appelées des céphéides.

Pourquoi c’était la clé

La portée de cette relation se mesure au problème qu’elle résout.

Depuis la Terre, on ne perçoit qu’une chose : une étoile paraît brillante ou faible. Mais on ignore pourquoi. Elle peut paraître faible parce qu’elle est très loin, ou parce qu’elle éclaire peu. Les deux donnent le même résultat, et rien ne permet de les distinguer.

La relation de Leavitt donne la brillance réelle. Il suffit alors de la comparer à la brillance apparente pour obtenir la distance.

C’est comme pour une ampoule dont on saurait qu’elle fait exactement cent watts : la faiblesse de son éclat apparent indique à quelle distance elle se trouve.

Ces étoiles sont devenues les premières « chandelles standard » de l’astronomie. Ce qu’on a d’abord su de la taille de notre galaxie, et du fait qu’il en existe d’autres, repose là-dessus — d’autres méthodes l’ont confirmé depuis.

Et sous quel nom cela a été publié

La circulaire de Harvard qui annonce ce résultat, en 1912, paraît sous le nom d’Edward Pickering, le directeur de l’observatoire.⁷⁷

Sa première phrase précise que l’exposé « a été préparé par Miss Leavitt ».⁸⁸

Une précision, pour ne pas faire de Pickering un méchant de roman : c’était la règle de toutes les circulaires de Harvard, signées du directeur, et le catalogue de 1908 avait bien paru sous le nom de Leavitt. Mais le résultat qui compte — la relation qui a servi à mesurer l’Univers — est sorti sous un autre nom que le sien. Un effacement par convention n’en est pas moins un effacement.

Cette histoire-là, pourtant, finit bien, et c’est assez rare pour être souligné.

La référence standard de cet article porte aujourd’hui deux noms — le sien d’abord, celui de Pickering ensuite. Et la relation qu’elle a trouvée ne s’appelle plus seulement la relation période-luminosité : on l’appelle aussi la loi de Leavitt.⁹⁹

Un siècle plus tard, la signature a été rétablie. Ce n’est pas toujours possible — mais quand le travail est identifiable, cela l’est.

Les lecteurs d’autres pages de ce site reconnaîtront un schéma : une chimiste qui passe un concours sous ses initiales pour qu’on ne sache pas qu’elle est une femme (page 9.11) ; six programmeuses présentes sur les photographies et absentes des articles (page 9.14) ; un archéologue dont le nom est retiré des documents parce qu’il était juif (page 2.14).

Leavitt est le quatrième cas.

Devant toute invention, une question s’impose : qui a été retiré du récit, et pourquoi cette personne ?

L’échelle : chaque barreau tient au précédent

« Échelle des distances » n’est pas une image. C’est une structure réelle, et chaque barreau est étalonné sur celui d’en dessous.

Premier barreau — la parallaxe. Un doigt tendu, regardé en fermant un œil, puis l’autre, semble sauter. Pour une étoile, on procède de même avec la Terre, en la regardant à six mois d’intervalle, depuis deux points opposés de son orbite. C’est de la géométrie pure — aucune hypothèse sur l’étoile.

Deuxième barreau — les céphéides. Ce sont des étoiles qui pulsent. Plus elles pulsent lentement, plus elles sont réellement lumineuses. Elles sont étalonnées par la parallaxe.

Troisième barreau — certaines supernovas. Leur explosion atteint toujours à peu près le même éclat maximal. Elles sont étalonnées par les céphéides. C’est ce barreau qui porte le plus loin.

Une conséquence de poids

Une erreur sur un barreau se propage à tous les barreaux au-dessus.

La distance d’une galaxie située à des milliards d’années-lumière dépend, en dernier ressort, de la mesure d’une étoile proche de nous. Si on s’est trompé en bas, tout le haut est faux.

C’est pour cela qu’on prend soin d’accrocher le bas de l’échelle de plusieurs façons indépendantes, plutôt que d’une seule.

Où cela mène aujourd’hui

Il existe en ce moment un désaccord célèbre en cosmologie, dont parle notre page sur l’histoire de l’Univers : deux méthodes de mesure de la vitesse d’expansion ne donnent pas le même résultat, et l’écart ne se referme pas.

Or cette mesure repose, en dernier ressort, sur l’échelle des distances — donc sur des étoiles pulsantes observées dans des galaxies proches. Un problème de cosmologie se ramène ainsi à la façon dont on a étalonné le bas de l’échelle.

L’enseignement le plus utile de cette page : devant un chiffre de distance, il faut se demander sur quoi il est accroché.

La vitesse de la lumière : on ne la mesure plus

Voici un fait qui peut sembler étrange, et qui est vrai.

Depuis 1983, la vitesse de la lumière n’est plus mesurée. Elle est décidée.¹⁰¹⁰

Elle vaut exactement 299 792 458 mètres par seconde — non parce qu’on a trouvé ce nombre, mais parce qu’on a décidé de fixer cette valeur, et d’en déduire la longueur du mètre.¹¹¹¹

La définition s’est retournée. Ce n’est plus la vitesse qu’on déduit du mètre : c’est le mètre qu’on déduit de la vitesse.

Pourquoi ce renversement

Parce qu’on avait fini par mesurer la vitesse de la lumière plus précisément qu’on ne savait définir le mètre lui-même.

L’étalon était devenu moins précis que ce qu’il servait à mesurer. On a donc cessé de mesurer, parce que mesurer ne servait plus à rien.

Ce que cela implique

Personne ne pourra plus jamais découvrir que la vitesse de la lumière vaut autre chose.

Si une mesure future donnait un nombre différent, cela voudrait dire que le mètre a changé — pas la lumière.

Une constante de la nature est devenue une convention d’unité. Ce n’est pas un tour de passe-passe : c’est le choix de fixer ce qu’on connaît le mieux et d’en déduire le reste. Mais il faut le dire, sans quoi on croirait qu’on a « trouvé » ce nombre.

Comment on l’avait mesurée, avant

De plusieurs façons, et aucune ne consiste à chronométrer un rayon sur un trajet connu.

En observant les éclipses d’une lune de Jupiter, qui semblent en retard quand la Terre s’éloigne. En observant le léger déplacement annuel apparent des étoiles, dû au mouvement de la Terre. En renvoyant un faisceau sur un miroir lointain, à travers les dents d’une roue qui tourne vite. Avec des miroirs tournants. Ou par un calcul indirect, à partir de grandeurs électriques et magnétiques.

Mesurer, c’est presque toujours mesurer autre chose.