Céphéide

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.

Vous avez de nouveaux messages (diff^?).

Une céphéide est une étoile 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 100 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.

[modifier] Histoire

Les céphéides ont joué un rôle important dans les années 1910 - 1920 où Henrietta Leawitt travaillant à l'université Harvard, remarque la présence de plusieurs céphéides dans les nuages de Magellan. Elle s'aperçoit que la période de ces céphéides est d'autant plus longue que celles-ci sont brillantes. Elle va donc formuler une relation liant la période de variation à la luminosité apparente de ces étoiles très particulières. Du coup, il suffirait de mesurer la distance d'une de ces céphéides pour obtenir une relation générale liant leur période et leur luminosité absolue, et mieux encore de déterminer la distance de n'importe quelle autre céphéide, où qu'elle soit. Cette mesure va être réalisée pour la première fois en 1916, là encore à l'université Harvard par Harlow Shapley, qui va ce faisant compléter la découverte d'Henrietta Leawitt. À partir de cette date, les céphéides sont devenues la référence pour mesurer la distance d'astres de plus en plus éloignés dans l'Univers.

[modifier] Caractéristiques

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. 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.

[modifier] Rôle dans le calcul des distances

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, car plus l'étoile est volumineuse plus le trajet que doivent parcourir les ondes lumineuses est long.

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.

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 lumières 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.

Les étoiles