Astrométrie Article, Signification, Explication

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L'astrométrie est la partie de l'astronomie qui s'occupe de la position des étoiles et des autres objets célestes, leur distances et leur mouvements.

C'est une discipline très ancienne qui existait dans l'antiquité. Déjà au IIe siècle av. J.-C, Hipparque avait compilé le premier catalogue d'étoiles et inventé l'échelle de magnitude apparente encore utilisée aujourd'hui et pratiquement inchangée.

À part fournir aux astronomes un cadre de référence pour leurs observations, l'astrométrie est aussi fondamentale dans des domaines comme la mécanique céleste, la dynamique stellaire et l'astronomie galactique. Elle est aussi utilisée pour la conservation du temps, étant donné que le temps UTC correspond à un temps atomique mais gardé en synchronisation avec la rotation de la Terre au moyen d'observations très précises.

Au cours du temps, l'astrométrie a subi différentes évolutions :

• Les cadrans solaires servaient à mesurer le temps ;
• les astrolabes furent inventés pour mesurer les angles célestes ;
• l'astronomie a conduit au développement de la géométrie sphérique ;
• des mesures précises du mouvement des planètes par Tycho Brahé ont permis de prouver le principe de Copernic: la Terre tourne autour du Soleil ;
• l'invention du sextant dans les années 1730 par John Hadley et Thomas Godfrey a grandement amélioré la précision des mesures des angles célestes.

Les premières estimations de la distance qui nous sépare des étoiles les plus proches ont été effectuées par des mesures précises de la parallaxe, une méthode de triangulation utilisant l'orbite terrestre comme référence. Entre 1989 et 1993, le satellite Hipparcos, lancé par l'Agence spatiale européenne, a mesuré la parallaxe d'environ 118 000 étoiles avec une précision meilleure que 1 milliarcseconde, ce qui a permis de déterminer la distance d'étoiles éloignées de nous de plus de 1000 parsecs.

Actuellement, les mesures des distances des objets très éloignés sont effectuées par des méthodes photométriquess ou par l'utilisation d'indicateurs secondaires comme la loi de Tully-Fisher pour les galaxies, qui relie la vitesse maximale d'une étoile à la magnitude absolue de la galaxie.

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