QUE SONT LES VARIABLES CéPHéIDES?

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L'Univers est un endroit vraiment, vraiment grand. Nous parlons… imperceptiblement gros! En fait, sur la base de dizaines d'années d'observations, les astronomes croient maintenant que l'Univers observable mesure environ 46 milliards d'années-lumière. Le mot clé est observable, parce que lorsque vous prenez en compte ce que nous ne pouvons pas voir, les scientifiques pensent qu'il s'agit en fait plutôt de 92 milliards d'années-lumière.

La partie la plus difficile dans tout cela est de faire des mesures précises des distances impliquées. Mais depuis la naissance de l'astronomie moderne, des méthodes de plus en plus précises ont évolué. Outre le décalage vers le rouge et l'examen de la lumière provenant d'étoiles et de galaxies éloignées, les astronomes s'appuient également sur une classe d'étoiles connue 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 variables de Céphéides sont un type spécial d'étoile variable 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 délais bien définis et prévisibles (allant de 1 à 100 jours). Lorsqu'elle est tracée comme une relation magnitude / période, la forme de la courbe de luminosité de la Cephiad ressemble à celle d'une «nageoire de requin» - fait sa montée et son pic soudains, suivis d'un déclin plus constant.

Le nom est dérivé de Delta Cephei, une étoile variable de la constellation Cepheus qui fut le premier CV à être identifié. 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%) pendant 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, donnant ainsi des estimations précises de la distance de l’étoile à l’aide de l’équation du module de distance.

Cette équation indique que: m – M = 5 log ré - 5 - où m est la grandeur apparente de l'objet, M est la magnitude absolue de l'objet, et ré 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, contre une distance maximale d'environ 65 années-lumière pour les mesures de parallaxe sur Terre et un peu plus de 326 années-lumière pour la mission Hipparcos de l'ESA.

Parce qu'ils sont brillants et peuvent être clairement vus à des millions d'années-lumière, ils peuvent être facilement distingués des autres étoiles brillantes de 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.

Des classes:

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

Ces céphéides sont généralement des géants et des super-géants jaunes brillants (classe spectrale F6 - K2) et ils subissent des changements de rayon de plusieurs millions de kilomètres au cours d'un cycle de pulsation. Les céphéides classiques sont utilisées pour déterminer les distances aux galaxies au sein du 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 la population II (pauvres en métaux) qui pulsent avec des périodes généralement 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 dans les 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 ceux qui ne rentrent dans aucune de ces catégories, connus sous le nom de céphéides anomaux. Ces variables ont des périodes de moins de 2 jours (similaires à RR Lyrae) mais ont des luminosités plus élevées. Ils ont également des masses plus élevées que les céphéides de type II et leur âge est inconnu.

Une petite proportion de variables céphéides ont également été observées qui pulsent dans deux modes en même temps, d'où le nom de céphéides double mode. Un très petit nombre pulsent dans trois modes, ou une combinaison inhabituelle de modes.

Histoire de l'observation:

La première variable céphéide découverte a été Eta Aquilae, qui a été observée le 10 septembre 1784 par l'astronome anglais Edward Pigott. Delta Cephei, qui a donné son nom à cette classe d'étoiles, a été découvert quelques mois plus tard par l'astronome anglais amateur John Goodricke.

En 1908, lors d'une enquête sur les 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 résultats en 1912.

Au cours des années suivantes, plusieurs autres astronomes mèneront des recherches sur les céphéides. En 1925, Edwin Hubble a pu établir la distance entre la Voie lactée et la galaxie d'Andromède sur la base des variables de Céphéide au sein de cette dernière. Ces découvertes ont été cruciales, en ce qu'elles ont réglé le grand débat, où les astronomes ont cherché à établir si la Voie lactée était unique ou non, ou l'une des nombreuses galaxies de l'Univers.

En mesurant la distance entre la Voie lactée et plusieurs autres galaxies, et en la combinant avec les mesures de Vesto Slipher de 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 dans un état d'expansion, ce qui avait été suggéré des années auparavant.

D'autres 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 de type II en fonction de leur taille, de leur âge et de leur luminosité.

Limites:

Malgré leur valeur dans la détermination des distances astronomiques, cette méthode présente certaines limites. 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 métallicité plus faible, 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 conduit à citer différentes valeurs pour la constante de Hubble - qui varient entre 60 km / s pour 1 million de parsecs (Mpc) et 80 km / s / Mpc. Résoudre cet écart est l'un des plus grands problèmes de la cosmologie moderne, car la taille et le taux d'expansion réels 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 produiront 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 Space Magazine. 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 rapprochant de l'énergie sombre avec la constante de Hubble raffinée.

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

Sources: