Que sont les variables céphéides?

Dans l'astronomie, les variables céphéides sont des étoiles variables dont la luminosité change sur une certaine période d'une manière caractéristique et régulière.Normalement, la pression extérieure de la fusion nucléaire dans le centre d'une étoile est équilibrée par la pression intérieure due à la gravité de l'étoile et l'étoile reste à une taille et à une luminosité constantes.Les étoiles variables passent par un cycle d'expansion et de contraction qui affecte leur luminosité.Dans les variables céphéides, la longueur du cycle augmente avec la luminosité de l'étoile de manière prévisible, de sorte que lorsque la période est mesurée, les astronomes peuvent dire la luminosité réelle du céphéide et de sa luminosité apparente sur Terre, calculer la distance.c'est.Ces étoiles variables sont un outil important pour mesurer les distances vers d'autres galaxies.

On pense que ces étoiles se dilatent et se contractent dans un cycle régulier en raison des propriétés de l'hélium, qu'ils contiennent en grande quantité.Lorsque l'hélium est entièrement ionisé, il est moins transparent pour le rayonnement électromagnétique, ce qui le fait se réchauffer et se développer.À mesure qu'il se développe, il refroidit et devient moins ionisé, absorbant moins de chaleur et de contrat.Il en résulte un schéma régulier d'expansion et de contraction, avec des variations parallèles de la luminosité, ayant une période allant de un à environ 50 jours.

Il existe deux principaux types de variables céphéides.Le type I, ou les céphéides classiques, sont des étoiles relativement jeunes et très lumineuses, contenant une proportion relativement importante d'éléments plus lourds, indiquant qu'ils se sont formés dans des régions où ces éléments ont été créés par les explosions de supernova des étoiles plus anciennes.Les céphéides de type II sont des étoiles plus anciennes et moins lumineuses qui sont faibles dans les éléments lourds.Il existe également des céphéides anormaux, qui ont des cycles plus complexes et des céphéides nains.Les céphéides classiques, en raison de leur plus grande luminosité et de leurs cycles réguliers simples, sont plus utiles aux astronomes pour déterminer les distances galactiques.

Les variations régulières de la luminosité et la relation fixe entre la luminosité et la longueur du cycle ont été découvertes par l'astronome Henrietta Leavitt en 1908 lorsqueElle étudiait ces étoiles dans le petit nuage Magellanic, une petite galaxie proche de la nôtre.Le terme variables céphéides provient de l'une des étoiles étudiées par Leavitt, appelé Delta Cephei.Puisqu'il a été possible de déterminer la luminosité réelle d'une variable céphéide à partir de sa période, il a également été possible de déterminer sa distance par rapport au fait que la quantité de lumière atteignant la Terre est inversement proportionnelle à la distance de la source.Ces objets de luminosité connue sont appelés «bougies standard».

Comparaison des résultats de ces calculs pour les variables céphéides dans notre propre galaxie avec des distances calculées par parallaxe a confirmé que la méthode fonctionnait.Les céphéides de type I sont jusqu'à 100 000 fois plus brillants que le Soleil.Cela signifie qu'ils peuvent être détectés, par des télescopes basés sur la terre, dans d'autres galaxies jusqu'à 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 de céphéide ont fourni une confirmation, au début du 20e siècle, que l'univers s'est étendu bien au-delà de notre propre galaxie, qui n'était que l'une des nombreuses.

Ces étoiles ont également fourni la première preuve solide que l'univers se développe.En 1929, Edwin Hubble a comparé les mesures des distances à un certain nombre de galaxies, obtenues à l'aide de variables céphéides, et des mesures de décalage vers le rouge, qui ont indiqué à quelle vitesse ils se sont retirés de nous.Les résultats ont montré que les vitesses auxquelles les galaxies recula étaient proportionnelles à leur distance et ont conduit à la formulation de la loi de Hubble.