Worldlex Wiki Une céphéide ( qui radialement , son diamètre et sa température variant. Sa luminosité fluctue, avec une période stable bien définie généralement distances galactiques et extragalactiques ; il existe une forte corrélation directe entre la luminosité d'une céphéide et sa période de pulsation .
Cette caractéristique des Céphéides classiques a été découverte en 1908 par Henrietta Swan Leavitt lors de l'étude de milliers d'étoiles variables dans les Nuages de Magellan . Cette découverte permet de déterminer la luminosité réelle d'une Céphéide grâce à l'observation de sa période de pulsation. Celle-ci permet ensuite de calculer la distance de l'étoile en comparant sa luminosité connue à sa luminosité observée, calibrée par l'observation directe de la distance de parallaxe des Céphéides les plus proches, telles que RS Puppis et Polaris .
Les céphéides présentent des variations de luminosité dues au mécanisme κ [ qui se produit lorsque l'opacité de l'atmosphère d'une étoile augmente avec la température au lieu de diminuer . Le principal gaz impliqué serait l'hélium . Selon cette analyse, le cycle des céphéides est dû au fait que l'hélium doublement ionisé , la forme présente aux hautes températures, est plus opaque que l'hélium simplement ionisé. De ce fait, la couche externe de l'étoile alterne entre compression et expansion : la compression chauffe l'hélium jusqu'à ce qu'il devienne doublement ionisé. Son opacité, lorsqu'il est doublement ionisé, lui permet d'absorber suffisamment de chaleur pour se dilater, puis de se refroidir jusqu'à redevenir simplement ionisé et, du fait de sa transparence à cet état, de se refroidir jusqu'à s'effondrer. Les céphéides sont les moins lumineuses pendant la phase du cycle où l'hélium est doublement ionisé.
Delta Cephei dans la constellation de Céphée , qui fut l'une des premières découvertes.Histoire
Le 10 septembre 1784, Edward Pigott détecta la variabilité d' Eta Aquilae , le premier représentant connu de la classe des céphéides classiques. Quelques mois plus tard, John Goodricke découvrit que Delta Cephei , l'étoile éponyme des céphéides classiques , était également variable. À la fin du XIXe siècle, le nombre de variables similaires atteignit plusieurs dizaines, et elles furent regroupées sous le nom de céphéides. La plupart des céphéides étaient reconnaissables à leurs courbes de lumière caractéristiques, avec une augmentation rapide de leur luminosité et un pic, mais certaines, présentant des courbes de lumière plus symétriques, furent appelées Géminides, d'après le prototype ζ Geminorum .
En 1908, Henrietta Swan Leavitt découvrit, lors de l'étude de milliers d'étoiles variables des Nuages de Magellan , une relation entre la période et la luminosité des Céphéides classiques . Elle publia ses résultats en 1912, étayés par de nouvelles preuves. On constata que les Céphéides variables présentaient une variation de vitesse radiale avec la même période que celle de leur luminosité, ce qui fut initialement interprété comme la preuve que ces étoiles appartenaient à un système binaire . Cependant, en 1914, Harlow Shapley démontra que cette hypothèse devait être abandonnée. Deux ans plus tard, Shapley et d'autres chercheurs découvrirent que les Céphéides variables changeaient de type spectral au cours d'un cycle.
En 1913, Ejnar Hertzsprung tenta de déterminer la distance de 13 céphéides en observant leur mouvement dans le ciel. (Ses résultats furent ultérieurement révisés.) En 1918, Harlow Shapley utilisa les céphéides pour établir des contraintes initiales sur la taille et la forme de la Voie lactée , ainsi que sur la position du Soleil en son sein. En 1924, Edwin Hubble établit la distance des céphéides classiques dans la galaxie d'Andromède , alors connue sous le nom de « nébuleuse d'Andromède », et démontra que ces variables n'appartenaient pas à la Voie lactée. La découverte de Hubble mit fin au débat sur la nature de la Voie lactée : représentait-elle l'Univers tout entier ou était-elle simplement une galaxie parmi d'autres ?
En 1929, Hubble et Milton L. Humason ont formulé ce que l'on appelle aujourd'hui la loi de Hubble en combinant les distances des céphéides à plusieurs galaxies avec les mesures de Vesto Slipher sur la vitesse à laquelle ces galaxies s'éloignent de nous. Ils ont découvert que l'Univers est en expansion , confirmant ainsi les théories de Georges Lemaître .
Au milieu du XXe siècle, d'importants problèmes liés à l'échelle des distances astronomiques ont été résolus grâce à la classification des Céphéides en différentes classes aux propriétés très distinctes. Dans les années 1940, Walter Baade a identifié deux populations distinctes de Céphéides (classiques et de type II). Les Céphéides classiques sont des étoiles de population I plus jeunes et plus massives, tandis que les Céphéides de type II sont des étoiles de population II plus âgées et moins lumineuses. Les Céphéides classiques et les Céphéides de type II présentent des relations période-luminosité différentes. La luminosité des Céphéides de type II est, en moyenne, inférieure d'environ 1,5 magnitude à celle des Céphéides classiques (mais reste supérieure à celle des étoiles RR Lyrae). La découverte fondamentale de Baade a conduit à un doublement de la distance à M31 et à l'amélioration de l'échelle des distances extragalactiques. Les étoiles RR Lyrae, alors connues sous le nom de variables d'amas, ont été reconnues assez tôt comme une classe distincte d'étoiles variables, notamment en raison de leurs courtes périodes.
La mécanique de la pulsation stellaire en tant que moteur thermique a été proposée en 1917 par Arthur Stanley Eddington (qui a écrit longuement sur la dynamique des Céphéides), mais ce n'est qu'en 1953 que SA Zhevakin a identifié l'hélium ionisé comme une soupape probable pour le moteur.
Cours
Les céphéides sont divisées en deux sous-classes présentant des masses, des âges et des histoires évolutives nettement différents : les céphéides classiques et les céphéides de type II . Les variables Delta Scuti sont des étoiles de type A situées sur ou près de la séquence principale, à l’extrémité inférieure de la bande d’instabilité , et étaient initialement appelées céphéides naines. Les variables RR Lyrae ont des périodes courtes et se trouvent sur la bande d’instabilité, à l’intersection avec la branche horizontale . Les variables Delta Scuti et RR Lyrae ne sont généralement pas traitées avec les céphéides, bien que leurs pulsations proviennent du même mécanisme d’ionisation de l’hélium kappa .
Céphéides classiques
Les céphéides classiques (également appelées céphéides de population I, céphéides de type I ou céphéides delta) présentent des pulsations très régulières, de l'ordre de quelques jours à quelques mois. Ces étoiles variables de population I sont 4 à 20 fois plus massives que le Soleil et jusqu'à 100 000 fois plus lumineuses . Ce sont des géantes et supergéantes jaunes et brillantes, de type spectral F6 à K2, dont le rayon varie de plusieurs millions de kilomètres (environ 25 % pour les céphéides I Carinae , à période plus longue ) au cours d'un cycle de pulsation
Les céphéides classiques servent à déterminer les distances des galaxies du Groupe local et au-delà, et permettent d'établir la constante de Hubble . Elles ont également permis de préciser de nombreuses caractéristiques de la Voie lactée, comme la hauteur du Soleil au-dessus du plan galactique et la structure spirale locale de la Galaxie.
Un groupe de céphéides classiques à faible amplitude et à courbes de lumière sinusoïdales est souvent séparé sous le nom de céphéides à faible amplitude ou s-céphéides, dont beaucoup pulsent dans le premier harmonique.
Céphéides de type II
Les céphéides de type II (également appelées céphéides de population II) sont des étoiles variables de population II qui pulsent avec des périodes généralement comprises entre 1 et 50 jours. Les céphéides de type II sont généralement des objets pauvres en métaux , âgés d'environ 10 milliards d'années et de faible masse (environ la moitié de la masse du Soleil). Elles sont divisées en plusieurs sous-groupes selon leur période. Les étoiles dont la période est comprise entre 1 et 4 jours appartiennent à la sous-classe BL Her , celles dont la période est comprise entre 10 et 20 jours à la sous-classe W Virginis , et celles dont la période est supérieure à 20 jours à la sous-classe RV Tauri .
Les céphéides de type II sont utilisées pour déterminer la distance au centre galactique , aux amas globulaires et aux galaxies .
Céphéides anormales
Un groupe d'étoiles pulsantes situées sur la bande d'instabilité présentent des périodes inférieures à 2 jours, similaires à celles des variables RR Lyrae, mais avec des luminosités plus élevées. Les céphéides anormales ont des masses supérieures à celles des céphéides de type II, des variables RR Lyrae et du Soleil. On ignore s'il s'agit de jeunes étoiles sur une branche horizontale « inversée », d'étoiles traînardes bleues formées par transfert de masse dans des systèmes binaires, ou d'un mélange des deux.
Céphéides à double mode
On a observé qu'une faible proportion de variables céphéides pulsent simultanément selon deux modes, généralement le mode fondamental et le premier harmonique, parfois le deuxième harmonique. Un très petit nombre pulse selon trois modes, ou une combinaison inhabituelle de modes incluant des harmoniques supérieures.
Distances incertaines
Parmi les principales incertitudes liées à l'échelle de distance des céphéides classiques et de type II, on peut citer : la nature de la relation période-luminosité dans différentes bandes spectrales , l'influence de la métallicité sur le point zéro et la pente de ces relations, ainsi que les effets de la contamination photométrique (mélange avec d'autres étoiles) et d'une loi d'extinction variable (généralement inconnue) sur les distances des céphéides. Tous ces sujets font l'objet de débats actifs dans la littérature.
Ces incertitudes ont conduit à des valeurs de la constante de Hubble (établies à partir des céphéides classiques) comprises entre 60 km/s/Mpc et 80 km/s/Mpc. La résolution de cette divergence constitue l'un des problèmes majeurs de l'astronomie, car la détermination précise de la constante de Hubble permettrait de contraindre les paramètres cosmologiques de l'Univers. Les incertitudes ont diminué au fil des années, notamment grâce à des découvertes telles que celle de R. S. Puppis .
Delta Cephei revêt une importance particulière en tant qu'étalon de la relation période-luminosité des Céphéides, car sa distance est parmi les plus précisément établies pour une Céphéide, notamment parce qu'elle appartient à un amas stellaire et grâce aux parallaxes précises observées par les télescopes spatiaux Hubble , Hipparcos et Gaia . La précision des mesures de distance par parallaxe des variables Céphéides et autres corps situés à moins de 7 500 années-lumière est considérablement améliorée par la comparaison d'images prises par Hubble à six mois d'intervalle, depuis des points opposés de l'orbite terrestre. (Entre deux observations de ce type, distantes de 2 UA , une étoile située à 7 500 années-lumière = 2 300 parsecs semblerait se déplacer d'un angle de 2 / 2 300 secondes d'arc = 2 × 10⁻⁷ degrés, soit la limite de résolution des télescopes disponibles.)
Modèle de pulsation
L'hélium est le gaz considéré comme le plus actif dans ce processus. L'hélium doublement ionisé (dont les atomes ont perdu leurs deux électrons) est plus opaque que l'hélium simplement ionisé. Lorsqu'on chauffe l'hélium, sa température augmente jusqu'à atteindre le point où la double ionisation se produit spontanément et se maintient dans toute la couche, un peu comme lorsqu'un tube fluorescent s'amorce. Au moment le plus faible du cycle d'une Céphéide, ce gaz ionisé dans les couches externes de l'étoile est relativement opaque et, de ce fait, chauffé par le rayonnement stellaire. Sous l'effet de l'augmentation de température, il commence à se dilater. En se dilatant, il se refroidit, mais reste ionisé jusqu'à ce qu'un autre seuil soit atteint. À ce stade, la double ionisation ne peut plus se maintenir et la couche devient simplement ionisée, donc plus transparente, ce qui permet au rayonnement de s'échapper. La dilatation s'arrête alors et s'inverse sous l'effet de l'attraction gravitationnelle de l'étoile. L'état de l'étoile est considéré comme étant soit en expansion, soit en contraction, en raison de l' hystérésis générée par l'hélium doublement ionisé et des basculements indéfinis entre les deux états, s'inversant à chaque franchissement d'un seuil supérieur ou inférieur. Ce processus est analogue à l' oscillateur de relaxation rencontré en électronique.August Ritter (1826–1908) a démontré que la période de pulsation radiale adiabatique d'une sphère homogène est liée à sa gravité de surface et à son rayon par la relation :
où k est une constante de proportionnalité. Or, la gravité de surface est liée à la masse et au rayon de la sphère par la relation :
on obtient finalement :
où Q est une constante, appelée constante de pulsation.
Exemples
- Les Céphéides classiques comprennent : Eta Aquilae , Zeta Geminorum , Beta Doradus , RT Aurigae , Polaris , ainsi que Delta Cephei .
- Les céphéides de type II comprennent : W Virginis , Kappa Pavonis et BL Herculis .
- Les céphéides anomales comprennent : BL Boötis .
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