Que sont les variables de céphéides?
En astronomie, les variables Céphéides sont des étoiles variables dont la luminosité change sur une certaine période de manière caractéristique et régulière. Normalement, la pression externe provenant de la fusion nucléaire au centre d'une étoile est compensée par une pression interne due à la gravité de l'étoile. L'étoile reste à une taille et à une luminosité constantes. Les étoiles variables subissent un cycle d'expansion et de contraction qui affecte leur luminosité. Dans les variables Céphéides, la durée du cycle augmente de manière prévisible avec la luminosité de l'étoile. Ainsi, lorsque la période est mesurée, les astronomes peuvent déterminer la luminosité réelle de la Céphéide et calculer sa distance apparente sur Terre. c'est. Ces étoiles variables sont un outil important pour mesurer les distances par rapport aux autres galaxies.
On pense que ces étoiles se dilatent et se contractent régulièrement, à cause des propriétés de l'hélium qu'elles contiennent en grande quantité. Lorsque l'hélium est complètement ionisé, il est moins transparent au rayonnement électromagnétique, ce qui le réchauffe et le dilate. En se dilatant, il se refroidit et devient moins ionisé, absorbant moins de chaleur et se contractant. Cela se traduit par un schéma régulier d'expansion et de contraction, avec des variations parallèles de la luminosité, sur une période allant de un à environ 50 jours.
Il existe deux principaux types de variables céphéides. Les Céphéides classiques de type I sont des étoiles relativement jeunes et très lumineuses, contenant une proportion relativement importante d'éléments plus lourds, ce qui indique qu'elles se sont formées dans les régions où ces éléments ont été créés par les explosions de supernova d'étoiles plus anciennes. Les céphéides de type II sont des étoiles plus anciennes, moins lumineuses et pauvres en éléments lourds. Il existe également des céphéides anormales, qui ont des cycles plus complexes, et des céphéides naines. Les céphéides classiques, en raison de leur plus grande luminosité et de leurs cycles simples et réguliers, sont plus utiles aux astronomes pour déterminer les distances galactiques.
Les variations régulières de luminosité et la relation fixe entre luminosité et durée du cycle ont été découvertes par l'astronome Henrietta Leavitt en 1908 alors qu'elle étudiait ces étoiles dans le Petit nuage de Magellan, une petite galaxie proche de la nôtre. Le terme variables céphéides provient d'une des étoiles étudiées par Leavitt, appelée delta Cephei. Comme il était possible de déterminer la luminosité réelle d'une variable céphéide à partir de sa période, il était également possible de déterminer sa distance par rapport au fait que la quantité de lumière atteignant la Terre était inversement proportionnelle à la distance qui le sépare de la source. De tels objets de luminosité connue sont appelés «bougies standard».
La comparaison des résultats de ces calculs pour les variables de Céphéides dans notre propre galaxie avec les distances calculées par parallaxe a confirmé le bon fonctionnement de la méthode. Les céphéides de type I sont jusqu'à 100 000 fois plus brillantes que le soleil. Cela signifie qu'ils peuvent être détectés par des télescopes basés sur la Terre dans d'autres galaxies jusqu'à une distance d'environ 13 millions d'années lumière. Le télescope spatial Hubble a pu détecter ces étoiles à une distance de 56 millions d'années lumière. Les variables céphéides ont confirmé, au début du XXe siècle, que l'univers s'étendait bien au-delà de notre propre galaxie, qui n'était qu'un parmi beaucoup d'autres.
Ces étoiles ont également fourni la première preuve solide que l'univers est en expansion. En 1929, Edwin Hubble a comparé les mesures des distances à un certain nombre de galaxies, obtenues à l'aide de variables de Céphéides, et des mesures de décalage vers le rouge, qui indiquaient à quelle vitesse elles s'éloignaient de nous. Les résultats ont montré que les vitesses auxquelles les galaxies se retiraient étaient proportionnelles à leur distance et ont conduit à la formulation de la loi de Hubble.