Que sont les variables céphéides ?

L’Univers est un endroit vraiment, vraiment très grand. Nous parlons… d’imperceptiblement grand ! En fait, sur la base de décennies d’observations, les astronomes pensent maintenant que l’Univers observable mesure environ 46 milliards d’années-lumière. Le mot clé ici est observable, car si l’on prend en compte ce que nous ne pouvons pas voir, les scientifiques pensent qu’il mesure en fait plutôt 92 milliards d’années-lumière.

Le plus difficile dans tout cela est de faire des mesures précises des distances concernées. Mais depuis la naissance de l’astronomie moderne, des méthodes de plus en plus précises ont évolué. En plus du décalage vers le rouge et de l’examen de la lumière provenant d’étoiles et de galaxies lointaines, les astronomes s’appuient également sur une classe d’étoiles connues sous le nom de variables céphéides (CV) pour déterminer la distance des objets à l’intérieur et au-delà de notre Galaxie.

Définition:

Les étoiles variables sont essentiellement des étoiles qui connaissent des fluctuations de leur luminosité (aka. luminosité absolue). Les Céphéides variables sont un type particulier d’étoiles variables en ce sens qu’elles sont chaudes et massives – cinq à vingt fois plus de masse que notre Soleil – et sont connues pour leur tendance à pulser radialement et à varier à la fois en diamètre et en température.

De plus, ces pulsations sont directement liées à leur luminosité absolue, qui se produit dans des périodes de temps bien définies et prévisibles (allant de 1 à 100 jours). Lorsqu’elle est tracée sous la forme d’une relation entre la magnitude et la période, la forme de la courbe de luminosité des Céphiades ressemble à celle d’un « aileron de requin » – faites sa montée et son pic soudains, suivis d’un déclin plus régulier.

Le nom est dérivé de Delta Cephei, une étoile variable dans la constellation de Céphée qui a été la première CV à être identifiée. L’analyse du spectre de cette étoile suggère que les CV subissent également des changements en termes de température (entre 5500 – 66oo K) et de diamètre (~15%) au cours d’une période de pulsation.

Utilisation en astronomie:

La relation entre la période de variabilité et la luminosité des étoiles CV les rend très utiles pour déterminer la distance des objets dans notre Univers. Une fois la période mesurée, la luminosité peut être déterminée, ce qui donne des estimations précises de la distance de l’étoile en utilisant l’équation du module de distance.

Cette équation stipule que : m – M = 5 log d – 5 – où m est la magnitude apparente de l’objet, M est la magnitude absolue de l’objet, et d est la distance à l’objet en parsecs. Les variables céphéides peuvent être vues et mesurées à une distance d’environ 20 millions d’années-lumière, par rapport à une distance maximale d’environ 65 années-lumière pour les mesures de parallaxe sur Terre et d’un peu plus de 326 années-lumière pour la mission Hipparcos de l’ESA.

Relation période-luminosité calibrée pour les céphéides. Crédit : NASA

Parce qu’elles sont brillantes, et peuvent être clairement vues à des millions d’années-lumière, elles peuvent être facilement distinguées des autres étoiles brillantes dans leur voisinage. Combiné avec la relation entre leur variabilité et leur luminosité, cela en fait des outils très utiles pour déduire la taille et l’échelle de notre Univers.

Classes:

Les variables céphéides sont divisées en deux sous-classes – les Céphéides classiques et les Céphéides de type II – basées sur les différences dans leurs masses, leurs âges et leurs histoires évolutives. Les Céphéides classiques sont des étoiles variables de population I (riches en métaux) qui sont 4 à 20 fois plus massives que le Soleil et jusqu’à 100 000 fois plus lumineuses. Elles subissent des pulsations avec des périodes très régulières de l’ordre de quelques jours à quelques mois.

Ces Céphéides sont typiquement des géantes et supergéantes jaunes brillantes (classe spectrale F6 – K2) et elles connaissent des changements de rayon de plusieurs millions de kilomètres pendant un cycle de pulsation. Les Céphéides classiques sont utilisées pour déterminer les distances aux galaxies dans le Groupe local et au-delà, et sont un moyen par lequel la constante de Hubble peut être établie (voir ci-dessous).

Les Céphéides de type II sont des étoiles variables de population II (pauvres en métaux) qui pulsent avec des périodes typiquement comprises entre 1 et 50 jours. Les Céphéides de type II sont également des étoiles plus anciennes (~10 milliards d’années) qui ont environ la moitié de la masse de notre Soleil.

Les Céphéides de type II sont également subdivisées en fonction de leur période en sous-classes BL Her, W Virginis, et RV Tauri (nommées d’après des exemples spécifiques) – qui ont des périodes de 1 à 4 jours, 10 à 20 jours, et plus de 20 jours, respectivement. Les céphéides de type II sont utilisées pour établir la distance au centre galactique, aux amas globulaires et aux galaxies voisines.

Il y a aussi celles qui n’entrent dans aucune des deux catégories, que l’on appelle les céphéides anormales. Ces variables ont des périodes inférieures à 2 jours (similaires aux RR Lyrae) mais ont des luminosités plus élevées. Elles ont également des masses plus élevées que les Céphéides de type II, et ont des âges inconnus.

On a également observé une petite proportion de variables Céphéides qui pulsent dans deux modes en même temps, d’où le nom de Céphéides à double mode. Un très petit nombre pulse dans trois modes, ou une combinaison inhabituelle de modes.

Histoire de l’observation:

La première variable céphéide à être découverte fut Eta Aquilae, qui fut observée le 10 septembre 1784 par l’astronome anglais Edward Pigott. Delta Cephei, pour laquelle cette classe d’étoiles est nommée, a été découverte quelques mois plus tard par l’astronome amateur anglais John Goodricke.

Image à bulle de l’étoile variable RS Puppis, l’une des étoiles variables céphéides connues les plus brillantes de la Voie lactée. Crédit : NASA/ ESA/Hubble Heritage Team

En 1908, lors d’une étude des étoiles variables dans les nuages de Magellan, l’astronome américaine Henrietta Swan Leavitt a découvert la relation entre la période et la luminosité des Céphéides classiques. Après avoir enregistré les périodes de 25 étoiles variables différentes, elle a publié ses conclusions en 1912.

Dans les années suivantes, plusieurs autres astronomes allaient mener des recherches sur les céphéides. En 1925, Edwin Hubble a pu établir la distance entre la Voie lactée et la galaxie d’Andromède en se basant sur les variables céphéides de cette dernière. Ces découvertes ont été cruciales, car elles ont permis de régler le Grand Débat, où les astronomes cherchaient à établir si oui ou non la Voie lactée était unique, ou l’une des nombreuses galaxies de l’Univers.

En jaugeant la distance entre la Voie lactée et plusieurs autres galaxies, et en la combinant avec les mesures de Vesto Slipher sur leur décalage vers le rouge, Hubble et Milton L. Humason ont pu formuler la loi de Hubble. En bref, ils ont pu prouver que l’Univers est en état d’expansion, ce qui avait été suggéré des années auparavant.

Plusieurs développements au cours du 20ème siècle ont inclus la division des Céphéides en différentes classes, ce qui a aidé à résoudre les problèmes de détermination des distances astronomiques. Cela a été fait en grande partie par Walter Baade, qui, dans les années 1940, a reconnu la différence entre les Céphéides classiques et les Céphéides de type II en fonction de leur taille, de leur âge et de leurs luminosités.

Limitations:

Malgré leur valeur dans la détermination des distances astronomiques, il y a quelques limitations avec cette méthode. La principale d’entre elles est le fait qu’avec les céphéides de type II, la relation entre la période et la luminosité peut être affectée par leur plus faible métallicité, la contamination photométrique et l’effet changeant et inconnu que le gaz et la poussière ont sur la lumière qu’ils émettent (extinction stellaire).

Ces problèmes non résolus ont entraîné la citation de différentes valeurs pour la constante de Hubble – qui varient entre 60 km/s par 1 million de parsecs (Mpc) et 80 km/s/Mpc. Résoudre cette divergence est l’un des plus grands problèmes de la cosmologie moderne, puisque la taille réelle et le taux d’expansion de l’Univers sont liés.

Cependant, les améliorations de l’instrumentation et de la méthodologie augmentent la précision avec laquelle les variables céphéides sont observées. Avec le temps, on espère que les observations de ces étoiles curieuses et uniques donneront des valeurs vraiment précises, éliminant ainsi une source clé de doute sur notre compréhension de l’Univers.

Nous avons écrit de nombreux articles intéressants sur les Variables Céphéides ici à Universe Today. Voici Les astronomes trouvent une nouvelle façon de mesurer les distances cosmiques, les astronomes utilisent l’écho lumineux pour mesurer la distance à une étoile, et les astronomes se rapprochent de l’énergie sombre avec la constante de Hubble affinée.

Astronomy Cast a un épisode intéressant qui explique les différences entre les étoiles de la population I et II – Épisode 75 : Stellar Populations.

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