Céphéide

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Une céphéide est une étoile variable, géante ou supergéante jaune, de 4 à 15 fois plus massive que le Soleil et de 100 à 30 000 fois plus lumineuse, dont l'éclat varie de 0,1 à 2 magnitudes selon une période bien définie, comprise entre 1 et 135 jours, d'où elle tire son nom d'étoile variable. Elles ont été nommées d'après le prototype de l'étoile δ de la constellation de Céphée. L'étoile polaire est une Céphéide (du moins jusqu'en 1994 où il est apparu que son éclat était devenu stable sans qu'une explication ait pu être trouvée à ce changement - voir Alpha Ursae Minoris).

Histoire[modifier | modifier le code]

Henrietta Leavitt, dans les années 1910 1920, à l'université Harvard, classe les céphéides des nuages de Magellan. Elle s'aperçoit que les périodes des céphéides sont d'autant plus grandes que celles-ci sont brillantes. Elle trouve une relation liant la période de variation (temps entre deux maximum ou minimum) à la moyenne de la luminosité apparente de ces étoiles, et donc à leur luminosité absolue, puisque la distance des étoiles entre elles à l'intérieur du nuage est négligeable par rapport à leur distance à la Terre. Ainsi, il suffit de mesurer la distance d'une de ces céphéides (par exemple par la méthode de la parallaxe) pour obtenir une relation générale liant leur période et leur luminosité absolue. Et ainsi pouvoir déterminer la distance de n'importe quelle autre céphéide observée. Cette mesure a été réalisée pour la première fois en 1916, à l'université Harvard, par Harlow Shapley qui a complété la découverte d'Henrietta Leavitt. À partir de cette date, les céphéides sont devenues une référence pour mesurer la distance des étoiles ou de galaxies de plus en plus éloignés dans l'Univers. Malheureusement cette méthode est limitée à la distance maximale à laquelle on peut observer une étoile située dans une galaxie.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Jeune mais de structure plus évoluée que le Soleil, une céphéide doit son énergie lumineuse aux réactions de fusion nucléaire qui dans sa région centrale transforment de l'hélium en carbone. On doit à Arthur Eddington (1926) une première explication des variations de luminosité. La partie externe de l'étoile se contracte et se dilate alternativement, du fait d'un déséquilibre auto-entretenu des forces liées à la pression du gaz et à la gravité. Ces mouvements s'accompagnent de changements de température responsables de la variation périodique de la luminosité. La période de variation d'éclat d'une céphéide représente environ deux fois le temps mis par une onde de pression pour se propager du centre de l'étoile à sa surface ; elle dépend de l'état du milieu traversé par l'onde et constitue de ce fait une source précieuse d'informations sur la structure interne de l'étoile.

Rôle dans le calcul des distances[modifier | modifier le code]

Les céphéides jouent un rôle très important comme étalons des échelles de distance dans l'Univers grâce à la relation période-luminosité qui les caractérise : plus une céphéide est lumineuse plus sa période de variation d'éclat est longue. Dès lors que l'on connaît la période d'une céphéide, aisément mesurable, la relation période-luminosité permet de déterminer l'éclat intrinsèque de cette étoile. Par une simple comparaison avec son éclat apparent, on en déduit sa distance, et donc celle de la galaxie qui l'abrite. Une relation générique de la forme :

5 × log10d = MV + a × log10Pb × ( MVMI ) + c

permet de déduire la distance d d'une céphéide classique exprimée en parsecs à partir de sa période P et de sa magnitude apparente MI dans le proche infrarouge (bande I) et MV en lumière visible. Plusieurs valeurs expérimentales des coefficients a, b et c ont été publiées :

( a ; b ; c ) = ( 3,34 ; 2,45 ; 7,52 )[1],
( a ; b ; c ) = ( 3,34 ; 2,58 ; 7,50 )[2],
( a ; b ; c ) = ( 3,37 ; 2,55 ; 7,48 )[3].

Très brillantes, donc visibles de loin, les céphéides sont détectées à présent dans d'autres galaxies que la nôtre jusqu'à des distances de 80 millions d'années-lumière environ grâce au télescope spatial Hubble. Ces déterminations de distances sont essentielles au calcul de la valeur de la constante de Hubble, qui mesure le rythme d'expansion de l'Univers. Le point délicat réside dans l'étalonnage absolu de la relation période-luminosité, qui nécessite de déterminer indépendamment de façon précise la distance d'au moins quelques céphéides situées dans notre Galaxie.

Par ailleurs, lorsque l'on détermine la luminosité d'une céphéide à partir de la relation période-luminosité, il faut savoir que les galaxies, et donc les céphéides qu'elles contiennent, ne sont pas identiques mais différentes par leur composition chimique. C'est ce qui est apparu au cours de ces dernières années avec l'analyse du très grand nombre de céphéides détectées dans deux galaxies voisines, les nuages de Magellan.

La mesure de la luminosité des céphéides constitue l'une des nombreuses méthodes existantes pour déterminer la distance d'un astre.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. (en) G. Fritz Benedict, Barbara E. McArthur, Michael W. Feast, Thomas G. Barnes, Thomas E. Harrison, Richard J. Patterson, John W. Menzies, Jacob L. Bean et Wendy L. Freedman, « Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations », The Astronomical Journal, vol. 133, no 4,‎ avril 2007, p. 1810-1827 (lire en ligne) DOI:10.1086/511980
  2. (en) D. J. Majaess, D. G. Turner et D. J. Lane, « Assessing potential cluster Cepheids from a new distance and reddening parametrization and Two Micron All Sky Survey photometry », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 390, no 4,‎ novembre 2008, p. 1539-1548 (lire en ligne) DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13834.x
  3. (en) Daniel Majaess, David Turner, Christian Moni Bidin, Francesco Mauro, Douglas Geisler, Wolfgang Gieren, Dante Minniti, André-Nicolas Chené, Philip Lucas, Jura Borissova, Radostn Kurtev, Istvan Dékány et Roberto K. Saito, « NEW EVIDENCE SUPPORTING MEMBERSHIP FOR TW NOR IN LYNGÅ 6 AND THE CENTAURUS SPIRAL ARM », The Astrophysical Journal Letters, vol. 741, no 2,‎ 10 novembre 2011, p. L27 (lire en ligne) DOI:10.1088/2041-8205/741/2/L27

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]