Pourquoi l’astrométrie
Notre vision de l’Univers s’appuie sur une donnée fondamentale, la distance entre la Terre ou le système solaire et les objets que nous observons. Les Anciens déjà essayaient de mesurer le diamètre de la Terre, la distance de la Terre à la Lune, la distance des planètes et des étoiles, et leurs résultats sur les corps du système solaire étaient incroyablement bons lorsque l’on considère les moyens dont ils disposaient. En revanche, les problèmes métaphysiques s’ajoutaient aux problèmes techniques lorsque que c’était la distance aux étoiles qui était en jeu. Dès le troisième siècle avant J.C., Aristarque de Samos avait proposé la théorie suivant laquelle c’était la Terre qui tournait autour du Soleil (et non l’inverse), et en avait justement déduit que cela impliquait que les étoiles étaient loin, car on ne voyait aucune étoile affectée d’un mouvement parallactique (mouvement réflexe de celui de la Terre autour du Soleil, projeté sur la sphère céleste, voir figure). Mais il était difficile d’imaginer que même l’étoile la plus proche pouvait être si lointaine que son mouvement parallactique était totalement imperceptible avec les moyens d’observation disponibles à cette époque.
La précision des mesures astrométriques a progressé lentement au cours des siècles, et il a fallu attendre Copernic puis Képler pour comprendre et représenter mathématiquement les mouvements des planètes dans le système solaire. Pour la détermination correcte de distances d’étoiles, il a fallu attendre encore plus longtemps comme le montre la Table suivante :
| Auteur | Etoile | Date | Distance | Hipparcos |
| 109 km | 109 km | |||
| Aristarque | ≈ 280 av. J.C. | "immense" ! | ||
| Ptolémée | 150 | 0.13 | ||
| Copernic | 1500 | " immense " ! | ||
| Tycho Brahe | 1580 | 0.09 | ||
| Képler | 1600 | 220 | ||
| Newton | Sirius | 1685 | 150 000 (1) | 81 380 ± 30 |
| Bessel | 61 Cygni | 1838 | 33 000 (2) | 41 584 ± 20 |
| Henderson | α Centauri | 1838 | 120 000 (2) | 239 400 ± 1000 |
| Struve | α Lyrae | 1838 | 105 500 (2) | 107 480 ± 560 |
(1) Distance par comparaison des luminosités du Soleil et de Sirius
(2) Distance à partir de parallaxes trigonométriques
Avant Hipparcos, peu d’étoiles avaient des distances précises. La conséquence, c’est que leur luminosité intrinsèque était mal connue (il faut connaître la distance pour transformer la magnitude apparente en magnitude absolue). Le graphique ci-dessous, le diagramme de Hertzsprung-Russell (magnitude absolue en fonction de l’indice de couleur, ou, dit autrement, la luminosité intrinsèque en fonction de la température de l’étoile), indique les étoiles pour lesquelles la distance est connue à mieux que 10% près :
