cherché à exprimer les distances stellaires avec d’autres unités plus commodes. On s’est adressé pour cela à la vitesse de la lumière.
On sait que la lumière parcourt environ 300 000 kilomètres en une seconde (distance qui correspond à huit fois le tour de la Terre à l’équateur). Il ne faut guère qu’une seconde à la lumière pour franchir la distance de la Terre à la lune ; il lui faut huit minutes pour franchir la distance de la Terre au soleil. Il lui faut donc environ quatre ans pour nous parvenir de l’étoile la plus rapprochée. On voit par cet exemple la commodité d’exprimer les distances stellaires par le temps qu’il faut à la lumière pour les parcourir. L’année de lumière, c’est-à-dire l’espace parcouru par la lumière en un an, a donc été longtemps adoptée pour exprimer les distances stellaires. Mais cette unité, qui avait quelque chose de plaisant pour l’imagination et de suggestif puisque le temps y prêtait ses ailes à l’espace, avait un inconvénient ; elle n’était pas dans un rapport numérique simple avec les parallaxes, avec les angles par lesquels les astronomes continuent également à exprimer les distances astrales.
Depuis peu, pour ce motif, on emploie en astronomie une nouvelle unité. C’est la distance qui correspond à une parallaxe d’une seconde. On a donné à cette unité astronomique internationale, maintenant généralement adoptée et très commode, le nom de parsec, nom qui cesse de paraître étrange lorsqu’on remarque qu’il est formé des premières syllabes de parallaxe et de seconde, ce qui fait qu’il dit fort bien et pour tout l’univers ce qu’il veut dire, puisque les mots parallaxe et seconde (second, sekunde, secunda, etc.) sont communs aux principales langues civilisées.
Un parsec est égal exactement à 206 265 fois la distance moyenne Terre-Soleil. Un parsec est donc égal, comme on peut le calculer facilement, à un peu plus de trois années de lumière, exactement à 3,256.
L’emploi de la photographie a permis de multiplier les mesures directes de distances d’étoiles au moyen de la triangulation qui prend pour base les positions successives de la terre à six mois d’intervalle. Considérons en effet un objet dont nous voulons mesurer la distance et reprenons l’exemple du clocher de tout à l’heure. Photographions-le de deux positions successives et en nous déplaçant légèrement. Sur les deux clichés il se projettera sur des points différents de l’horizon très éloigné et si nous avons sur cet horizon des points de repère (sommets de colline, etc…) il est clair que la distance du clocher à
