les cepheides

L'éclat d'une céphéide varie dans le temps à un rythme régulier (période). C'est cette particularité qui les rend très utiles dans la mesure de la distance des galaxies.

Elles tirent leur nom de d Céphéi (4ème étoile en brillance de la constellation de Céphée)

Bien que les livres d'histoire attribuent cette découverte à l'astronome britannique John Goodriche en 1784, la compréhension du phénomène de pulsation fut l'œuvre d'Henrietta Leawitt en 1912.

Henrietta Swan Leavitt

Astronome américaine (Lancaster, Massachusetts, 1868 — Cambridge, Massachusetts, 1921)

Elle entra en 1892 à l'observatoire de Harvard comme assistante de recherche bénévole, au département de photométrie photographique que dirigeait Edward Charles Pickering (créateur d'un programme de recherche pour la détermination de la magnitude des étoiles).

Etudiant, jour après jour, des plaques photographiques, elle dénombra plus de 2000 étoiles variables.

Elle observa en particulier les Nuages de Magellan et y découvrit bon nombre d'étoiles pulsantes.

Ces étoiles sont des étoiles géantes jaunes, beaucoup plus massives que le Soleil et des centaines ou des milliers de fois plus lumineuses. Leur éclat varie selon un cycle régulier : la période de variation séparant deux pics de luminosité maximum, qui varie de quelques jours à quelques mois, est particulièrement stable et constante (période de d Céphéi est de 5,366 jours).

En 1912, Henrietta Leawitt découvrit qu'il existe une relation mathématique entre la magnitude apparente moyenne des céphéides et leur période de variation. Cette relation étant également valable pour les magnitudes absolues, la période de variation est donc liée à la luminosité intrinsèque de l'étoile.

La magnitude apparente mesure la luminosité, depuis la Terre, d'une étoile, d'une planète ou d'un autre objet céleste

La magnitude absolue mesure la luminosité intrinsèque d'un objet céleste (au contraire de la magnitude apparente qui dépend de la distance réelle de ce dernier).

Elle est définie par la magnitude qu'aurait cet objet s'il était placé à une distance de référence fixée à 10 parsecs (environ 32,6 années-lumière).

Plus une étoile paraît brillante, plus la valeur de sa magnitude est basse, et inversement.

Étoile	Magnitude apparente	Magnitude absolue
Soleil	-26,8	4,8
Sirius	-1,46	1,4
Arcturus	-0,04	-0,31
Véga	0	0,58
Capella	0,08	0,4
Rigel	0,12	-6.7
Bételgeuse	0,41	-5.1
Aldébaran	0,85	-0,63
Antarès	0,92	-5,28
Pollux	1,14	0,7
Régulus	1,35	-0,52
Castor	1,98	0,5

Cette découverte a rendu possible la mesure de distance de ces étoiles, et par voie de conséquence la mesure de la distance des galaxies les hébergeant (voir HUBBLE).

La luminosité d'une céphéides pouvant se déduire de sa période de variation, et connaissant par ailleurs la magnitude apparente d'une céphéide, on pouvait en déduire la mesure de sa distance

La luminosité moyenne de ces étoiles était d'autant plus grande que leur période était longue et elle ne semblait dépendre d'aucun autre paramètre. Comme toutes ces étoiles appartenaient à l'un ou l'autre des Nuages de Magellan, elles se trouvaient toutes à la même distance de la Terre et cette propriété n'était pas un effet de distance mais bien une caractéristique physique réelle des étoiles.

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.

Connaissant la structure de l'étoile et donc sa masse, il est possible de déterminer sa luminosité intrinsèque. Et en mesurant sa magnitude apparente, nous pouvons déterminer sa distance puisque que nous connaissons maintenant ses caractéristiques propres.

En effet, si l'on connaît à la fois les luminosités absolues et apparentes d'une étoile, il est possible de calculer à quelle distance celle-ci se trouve. Mais la difficulté est de déterminer la luminosité intrinsèque de l'étoile. C'est là qu'intervient la relation obtenue par Henrietta Leavitt.

Supposons que nous observions deux céphéides de même période, l'une dans un Nuage de Magellan, l'autre dans une région indéterminée. Nous savons que la différence entre les éclats apparents est uniquement un effet de distance puisque deux céphéides de même période ont des luminosités absolues identiques. Connaissant la loi de décroissance de l'intensité lumineuse avec la distance, il est alors très facile de calculer l'éloignement de la région indéterminée par rapport à celui des Nuages de Magellan (la détermination de la distance des céphéides des Nuages de Magellan se base sur la mesure de distance de céphéides de notre galaxie (d Céphéi) effectuée par la méthode du parallaxe) .

Les céphéides sont des phares de références qui nous permettent, par comparaison, de connaitre les distances d'autres objets de l'univers (galaxies, amas, etc.).