Club d’Astronomie de Lyon Ampère

La mesure des distances dans l’Univers

Les céphéïdes

lundi 20 août 2007 par Jacques Murienne

Si l’on vous demandait le nom d’un astronome qui a bouleversé l’ordre des cieux, que répondriez-vous ? Choisiriez-vous
un vénérable ancien, tel Aristote, Ptolémée, Galilée ou Képler ; ou un moderne légendaire, comme Einstein ou Hubble ? Et
pourquoi pas une femme, Henrietta Leavitt ?

Sans elle, on ne pourrait estimer
avec précision des paramètres
aussi fondamentaux que la taille
de notre Galaxie, la Voie Lactée, ou la
distance des autres Univers-îles.
Sans
elle, Hubble n’aurait pu découvrir la
trace de l’expansion de l’Univers, et
nous nous croirions toujours au centre
d’une Galaxie unique emplissant
tout l’univers !

Henrietta Leavitt

Oui, vraiment, le nom
d’Henrietta Leavitt mériterait d’être cité
plus souvent…

Les étoiles pulsantes : La révolution d’Henrietta

En 1892, Henrietta sortit diplômée
du collège Radcliffe de l’université
Harvard. Dès qu’elle fût remise d’une
grave maladie qui la tint éloignée 2 ans
de sa passion, l’astronomie, elle travailla
alors comme bénévole à l’observatoire
d’Harvard. La mode était alors à
l’étude des étoiles variables grâce à une
nouvelle technique : la photographie.
La photographie avait révolutionné
l’étude de ces étoiles, car deux plaques
de verre photographiques prises lors
de nuits différentes pouvaient être
superposées et directement comparées,
ce qui permettait de détecter beaucoup
plus facilement les moindres
variations de luminosité.

Ainsi, Henrietta examinait
à longueur de journées les
plaques photographiques
prises la nuit par les
astronomes, à la recherche
d’étoiles variables qu’elle
était chargée de cataloguer…
Tirant tout le profit possible
de cette technologie
balbutiante, Henrietta
Leavitt devait découvrir plus
de 2400 étoiles variables,
environ la moitié de toutes
celles qui étaient connues à
son époque.

Une étoile variable devient successivement plus ou moins
brillante selon les différentes étapes d’expansion et de
contraction qu’elle traverse. L’hélium partiellement ionisé de son
enveloppe externe empêche que le rayonnement ne s’échappe :
l’étoile s’assombrit et la pression de radiation fait enfler
l’enveloppe externe. Cette expansion est suivie par un stade de
contraction, au cours duquel le rayonnement peut à nouveau
s’échapper, de sorte que l’étoile devient plus brillante.

De tous les types d’étoiles
variables, Henrietta Leavitt
se prit d’une passion
particulière pour les
céphéïdes (dénomination
par analogie avec une étoile
prototype, ∂ Céphée).
Après avoir passé des mois à mesurer
des étoiles de ce type, elle aspira à
comprendre ce qui déterminait le rythme
de leurs fluctuations. Pour résoudre ce
mystère, elle porta son attention sur
les deux seuls paramètres tangibles
concernant n’importe quelle céphéïdes :
sa période de variation et son éclat !
Idéalement, elle aurait voulu savoir
s’il existait une relation entre la période
et la luminosité – si les étoiles les
plus brillantes avaient une période de
variation plus longue que les étoiles
faibles, et inversement.

Malheureusement, il semblait
quasi impossible de tirer le moindre
enseignement des données disponibles
concernant l’éclat des étoiles. Par
exemple, une céphéïdes brillante en
apparence pouvait en fait être une étoile
faiblement lumineuse, mais proche,
tandis qu’une céphéïdes faible en
apparence pouvait en fait être une étoile
brillante très lointaine .
Les astronomes s’étaient depuis
longtemps rendu compte qu’ils ne
pouvaient percevoir que l’éclat apparent
d’une étoile, et non son éclat réel.
La situation semblait sans espoir,
et la plupart des astronomes auraient
renoncé, mais grâce à sa patience, sa
persévérance et sa concentration, Miss
Leavitt eut bientôt une idée astucieuse
et …lumineuse.

Le petit nuage de Magellan : l’idée géniale !

Le petit nuage de Magellan

Elle fit sa découverte capitale en
concentrant son attention sur un
amas stellaire baptisé Petit Nuage de
Magellan.
Comme le Petit Nuage de Magellan
n’est visible que depuis l’hémisphère
Sud, Henrietta Leavitt dut utiliser des
photographies prises à partir de la station
australe d’Harvard, installée à Arequipa,au Pérou. Elle parvint à identifier vingt cinq
céphéïdes variables à l’intérieur
du Petit Nuage de Magellan. Elle ne
connaissait pas la distance entre la Terre
et ce dernier, mais elle soupçonnait
qu’il était relativement éloigné et que
les céphéïdes qu’il contenait étaient
relativement proches les unes des autres.
En d’autres termes, les vingt-cinq
céphéïdes se trouvaient toutes plus ou
moins à la même distance de la Terre.

Soudain, Henrietta Leavitt comprit
qu’elle tenait exactement ce qu’elle
cherchait : si les céphéïdes du Petit
Nuage de Magellan étaient toutes à peu
près à la même distance, et si une de
ces céphéïdes était plus brillante qu’une
autre, il ne s’agirait pas de sa luminosité
apparente, mais de son éclat absolu ( elle
serait intrinsèquement plus lumineuse).
Son raisonnement était analogue à
celui d’un observateur voyant un vol
de vingt-cinq oiseaux groupés dans le
ciel et supposant que la distance entre
chacun d’eux est relativement faible,
comparée à celle séparant l’observateur
de l’ensemble des oiseaux.
De ce fait, si un oiseau paraissait plus
petit que les autres, il y avait de fortes
chances qu’il soit véritablement plus
petit.

Relation période brillance : la solution se dessine

Henrietta Leavitt était maintenant prête
à étudier le rapport entre la période et la
brillance des céphéïdes.
Se fondant sur l’hypothèse selon
laquelle l’éclat apparent de chaque
céphéïdes du Petit Nuage de Magellan
constituait un indice fiable de son
éclat absolu en relation avec les autres
céphéïdes du Nuage, elle dessina un
graphique montrant la relation entre la
luminosité apparente et la période de
variation des vingt-cinq céphéïdes.
Et là, oh surprise, elle constata que
tous les points semblaient globalement
dessiner une courbe régulière, qui
s’apparente à une droite en utilisant une
échelle logarithmique.

Ces deux graphiques représentent les observations relatives aux étoiles variables de type céphéïdes
du Petit Nuage de Magellan réalisées par Henrietta Leavitt. Le graphique (a) met en rapport la
brillance (magnitude) et la période, mesurée en jours, et chaque point correspond à une céphéïdes.
Les deux lignes représentent les brillances minimale et maximale de chaque étoile. Le graphique (b)
est identique, mais l’échelle de la période est logarithmique : les mesures s’alignent alors sur des
droites…

Henrietta Leavitt publia ses
conclusions : « joignant les séries de
points correspondant respectivement
aux maxima et aux minima, deux lignes
droites peuvent être facilement tracées,
ce qui montre qu’il existe une relation
simple entre les brillances des variables
et leurs périodes ».
Henrietta Leavitt avait découvert une
relation mathématique indiscutable
entre luminosité absolue
d’une céphéïdes et la
période de variation de
sa brillance apparente :
plus la céphéïdes était
lumineuse, plus la
période entre ses deux
pics de luminosité était
longue.

Elle était convaincue
que cette règle pouvait
s’appliquer à n’importe
quelle céphéïdes dans
l’univers, et que son graphique restait
valable pour les céphéïdes affichant de
très longues périodes.
C’était un résultat capital aux
répercussions incalculables, mais
le titre de l’article dans lequel
il apparut pour la première fois n’en
laissait rien supposer : « Périodes des
vingt-cinq étoiles variables dans le Petit
Nuage de Magellan ».
Grâce à sa découverte, il était
désormais possible de comparer en
toutes circonstances deux céphéïdes
dans le ciel et de déterminer leurs
distances respectives par rapport à la
Terre.

Par exemple, si on pouvait trouver
deux céphéïdes dans différentes parties
du ciel qui variaient toutes les deux avec
des périodes similaires, on pouvait dire
que leur éclat intrinsèque était à peu
près équivalent. Ainsi, si une des étoiles
semble être neuf fois plus faible qu’une
autre, elle doit être plus éloignée. En fait,
si elle est neuf fois plus faible, elle doit
être exactement trois fois plus lointaine,
car la brillance diminue avec le carré de
la distance. Ou si l’une des céphéïdes
semble être 144 fois plus faible qu’une
autre avec une période analogue, elle
doit être 12 fois plus éloignée !

Mais Henrietta était restée une humble
chercheuse : quand en 1924, l’Académie
de Sciences suédoise, impressionnée
par l’ingéniosité de sa méthode
d’étalonnage au moyen des céphéïdes,
voulut la proposer pour un prix Nobel,
on s’aperçu qu’elle était morte trois ans
auparavant, à l’âge de 53 ans.


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