19.3 : Étoiles variables : une clé pour les distances cosmiques
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrivez comment certaines étoiles font varier leur émission de lumière et pourquoi elles sont importantes
- Expliquer l'importance des étoiles variables pulsantes, telles que les céphéides et les étoiles de type RR Lyre, pour notre étude de l'univers
Passons brièvement en revue les principales raisons pour lesquelles il est si difficile de mesurer les distances par rapport aux étoiles. Comme indiqué dans The Brightness of Stars, notre problème est que les étoiles présentent une variété ahurissante de luminosités intrinsèques. (Si les étoiles étaient des ampoules, nous dirions qu'elles sont disponibles dans une large gamme de puissances.) Supposons plutôt que toutes les étoiles aient la même « puissance » ou la même luminosité. Dans ce cas, les étoiles les plus éloignées paraîtraient toujours plus sombres, et nous pourrions déterminer la distance à laquelle se trouve une étoile simplement en fonction de sa luminosité. Dans l'univers réel, cependant, lorsque nous observons une étoile dans notre ciel (avec un œil ou un télescope) et que nous mesurons sa luminosité apparente, nous ne pouvons pas savoir si elle semble faible parce que c'est une ampoule de faible puissance ou parce qu'elle est éloignée, ou peut-être une partie des deux.
Les astronomes doivent découvrir quelque chose d'autre sur l'étoile qui nous permette de « lire » sa luminosité intrinsèque, c'est-à-dire de connaître la puissance réelle de l'étoile. Avec ces informations, nous pouvons ensuite attribuer la luminosité de la Terre à sa distance. Rappelez-vous que la luminosité apparente d'un objet diminue avec le carré de la distance par rapport à cet objet. Si deux objets ont la même luminosité mais que l'un est trois fois plus éloigné que l'autre, l'objet le plus éloigné paraîtra neuf fois plus faible. Par conséquent, si nous connaissons la luminosité d'une étoile et sa luminosité apparente, nous pouvons calculer à quelle distance elle se trouve. Les astronomes ont longtemps cherché des techniques qui nous permettraient de déterminer la luminosité d'une étoile, et c'est vers ces techniques que nous nous tournons ensuite.
Étoiles variables
La percée dans la mesure des distances par rapport à des régions éloignées de notre Galaxie, ainsi qu'à d'autres galaxies, est venue de l'étude des étoiles variables. La plupart des étoiles ont une luminosité constante, au moins à un ou deux pour cent près. Comme le soleil, ils génèrent un flux constant d'énergie depuis leur intérieur. Cependant, la luminosité de certaines étoiles varie et, pour cette raison, on les appelle étoiles variables. Nombre de ces étoiles varient selon un cycle régulier, comme les ampoules clignotantes qui décorent les magasins et les maisons pendant les vacances d'hiver.
Définissons quelques outils pour nous aider à suivre la variation d'une étoile. Un graphique qui montre l'évolution de la luminosité d'une étoile variable avec le temps est appelé courbe de lumière (Figure\(\PageIndex{1}\)). Le maximum est le point de la courbe de lumière où l'étoile a sa plus grande luminosité ; le minimum est le point où elle est la plus faible. Si les variations de lumière se répètent périodiquement, l'intervalle entre les deux maxima est appelé période de l'étoile. (Si ce type de graphique vous semble familier, c'est parce que nous l'avons introduit dans Diameters of Stars.)
Variables pulsatiles
Il existe deux types particuliers d'étoiles variables pour lesquelles, comme nous le verrons, les mesures de la courbe de lumière nous donnent des distances précises. On les appelle les variables céphéides et RR Lyrae, qui sont toutes deux des étoiles variables pulsantes. Une telle étoile change en fait de diamètre avec le temps, s'élargissant et se contractant périodiquement, comme le fait votre poitrine lorsque vous respirez. Nous savons maintenant que ces étoiles traversent une brève phase instable à la fin de leur vie.
L'expansion et la contraction des variables pulsatiles peuvent être mesurées à l'aide de l'effet Doppler. Les raies du spectre se déplacent vers le bleu lorsque la surface de l'étoile se déplace vers nous, puis se déplacent vers le rouge lorsque la surface se rétrécit. Lorsque l'étoile palpite, elle change également de couleur générale, ce qui indique que sa température varie également. Et, ce qui est le plus important pour nos besoins, c'est que la luminosité de la variable pulsée change également de manière régulière à mesure qu'elle se dilate et se contracte.
Variables céphéides
Les céphéides sont de grandes étoiles jaunes pulsantes nommées d'après la première étoile connue du groupe, Delta Cephei. C'est d'ailleurs un autre exemple de la confusion des conventions de dénomination en astronomie ; ici, toute une classe d'étoiles porte le nom de la constellation dans laquelle se trouve la première étoile. (Nous, auteurs de manuels scolaires, ne pouvons que nous excuser auprès de nos lecteurs pour tout ce gâchis !)
La variabilité de Delta Cephei a été découverte en 1784 par le jeune astronome anglais John Goodricke (voir John Goodricke). L'étoile s'élève assez rapidement jusqu'à la lumière maximale, puis tombe plus lentement jusqu'à la lumière minimale, ce qui prend un total de 5,4 jours pour un cycle. La courbe de la figure\(\PageIndex{1}\) représente une version simplifiée de la courbe de lumière de Delta Cephei.
Plusieurs centaines de variables céphéides sont connues dans notre Galaxie. La plupart des céphéides ont des périodes de 3 à 50 jours et des luminosités environ 1 000 à 10 000 fois supérieures à celles du Soleil. Leurs variations de luminosité vont de quelques pourcents à un facteur 10.
Polaris, l'étoile polaire, est une variable céphéide qui, pendant une longue période, a varié d'un dixième de magnitude, soit d'environ 10 % en termes de luminosité visuelle, en un peu moins de 4 jours. Des mesures récentes indiquent que la variation de la luminosité de Polaris diminue et que, dans le futur, cette étoile ne sera plus une variable pulsatile. Ce n'est qu'une preuve supplémentaire que les étoiles évoluent et changent réellement de façon fondamentale à mesure qu'elles vieillissent, et que le fait d'être une variable céphéide représente une étape de la vie de l'étoile.
La relation période-luminosité
L'importance des variables des céphéides réside dans le fait que leurs périodes et leurs luminosités moyennes s'avèrent être directement liées. Plus la période est longue (plus l'étoile met de temps à varier), plus la luminosité est grande. Cette relation période-luminosité a été une découverte remarquable, pour laquelle les astronomes continuent (excusez l'expression) à remercier leurs étoiles chanceuses. La période d'une telle étoile est facile à mesurer : un bon télescope et une bonne horloge suffisent. Une fois que vous avez la période, la relation (qui peut être exprimée en termes mathématiques précis) vous donnera la luminosité de l'étoile.
Soyons clairs sur ce que cela signifie. La relation vous permet essentiellement de « lire » la luminosité réelle de l'étoile (la quantité d'énergie qu'elle émet). Les astronomes peuvent ensuite comparer cette luminosité intrinsèque à la luminosité apparente de l'étoile. Comme nous l'avons vu, la différence entre les deux leur permet de calculer la distance.
La relation entre période et luminosité a été découverte en 1908 par Henrietta Leavitt (Figure\(\PageIndex{2}\)), membre du personnel de l'Observatoire du Harvard College (et l'une des nombreuses femmes travaillant pour de faibles salaires qui assistaient Edward Pickering, le directeur de l'observatoire ; voir Annie Cannon : Classifier of the Stars). Leavitt a découvert des centaines d'étoiles variables dans le Grand Nuage de Magellan et le Petit Nuage de Magellan, deux grands systèmes stellaires qui sont en fait des galaxies voisines (bien qu'on ne les connaissait pas pour être des galaxies à l'époque). Une petite fraction de ces variables étaient des céphéides (Figure\(\PageIndex{3}\)).
Ces systèmes offraient une excellente occasion d'étudier le comportement d'étoiles variables indépendamment de leur distance. À toutes fins pratiques, les nuages de Magellan sont si éloignés que les astronomes peuvent supposer que toutes les étoiles qu'ils contiennent se trouvent à peu près à la même distance de nous. (De la même manière, toutes les banlieues de Los Angeles sont à peu près à la même distance de New York. Bien sûr, si vous êtes à Los Angeles, vous remarquerez des distances gênantes entre les banlieues, mais par rapport à la distance de New York, les différences semblent minimes.) Si toutes les étoiles variables des nuages de Magellan se trouvent à peu près à la même distance, toute différence de luminosité apparente doit être due à des différences de leurs luminosités intrinsèques.
Leavitt a découvert que les céphéides d'apparence plus claire présentent toujours les plus longues périodes de variation de la lumière. Ainsi, selon elle, la période doit être liée à la luminosité des étoiles. Lorsque Leavitt a réalisé cette œuvre, la distance par rapport aux nuages de Magellan n'était pas connue, elle a donc pu uniquement montrer que la luminosité était liée à la période. Elle n'a pas pu déterminer exactement quelle était la relation.
Pour définir la relation période-luminosité à l'aide de nombres réels (pour la calibrer), les astronomes ont d'abord dû mesurer les distances réelles par rapport à quelques céphéides voisines d'une autre manière. (Cela a été réalisé en trouvant des céphéides associées en amas à d'autres étoiles dont les distances pouvaient être estimées à partir de leurs spectres, comme indiqué dans la section suivante de ce chapitre.) Mais une fois la relation ainsi définie, elle pourrait nous donner la distance par rapport à n'importe quelle céphéide, où qu'elle se trouve (Figure\(\PageIndex{4}\)).
Voici enfin la technique recherchée par les astronomes pour dépasser les limites de distance que leur imposait la parallaxe. Il s'avère que les céphéides peuvent être observées et surveillées dans de nombreuses parties de notre galaxie ainsi que dans d'autres galaxies voisines. Des astronomes, dont Ejnar Hertzsprung et Harlow Shapley de Harvard, ont immédiatement compris le potentiel de cette nouvelle technique ; eux et de nombreux autres se sont mis au travail pour explorer des régions plus éloignées de l'espace en utilisant des céphéides comme panneaux de signalisation. Dans les années 1920, Edwin Hubble a fait l'une des découvertes astronomiques les plus importantes de tous les temps en utilisant des céphéides, lorsqu'il les a observées dans des galaxies voisines et a découvert l'expansion de l'univers. Comme nous le verrons, ce travail se poursuit alors que le télescope spatial Hubble et d'autres instruments modernes tentent d'identifier et de mesurer des céphéides individuelles dans des galaxies de plus en plus éloignées. Les étoiles variables connues les plus éloignées sont toutes des céphéides, situées à environ 60 millions d'années-lumière.
John Goodricke
La brève vie de John Goodricke (Figure\(\PageIndex{5}\)) témoigne de l'esprit humain dans l'adversité. Né sourd et incapable de parler, Goodricke a néanmoins fait un certain nombre de découvertes pionnières en astronomie grâce à des observations patientes et minutieuses du ciel.
Né en Hollande, où son père était en mission diplomatique, Goodricke a été renvoyé en Angleterre à l'âge de huit ans pour étudier dans une école spécialisée pour sourds. Il s'est suffisamment bien débrouillé pour entrer à la Warrington Academy, une école secondaire qui n'offrait aucune assistance spéciale aux élèves handicapés. Son professeur de mathématiques y a suscité un intérêt pour l'astronomie et, en 1781, à l'âge de 17 ans, Goodricke a commencé à observer le ciel dans sa maison familiale à York, en Angleterre. En moins d'un an, il avait découvert les variations de luminosité de l'étoile Algol (dont il est question dans The Stars : A Celestial Census) et suggéré qu'une étoile compagne invisible était à l'origine de ces changements, une théorie qui a attendu plus de 100 ans pour être prouvée. Son article sur le sujet a été lu devant la Royal Society (le principal groupe de scientifiques britanniques) en 1783 et lui a valu une médaille de ce groupe distingué.
Entre-temps, Goodricke avait découvert deux autres étoiles aux variations régulières, Beta Lyrae et Delta Cephei, qui continuaient toutes deux d'intéresser les astronomes pendant des années à venir. Goodricke a partagé son intérêt pour l'observation avec son cousin aîné, Edward Pigott, qui a découvert d'autres étoiles variables au cours de sa vie beaucoup plus longue. Mais le temps de Goodricke touchait à sa fin ; à 21 ans, deux semaines seulement après son élection à la Royal Society, il a attrapé un rhume en effectuant des observations astronomiques et ne s'en est jamais remis.
Aujourd'hui, l'Université de York possède un bâtiment nommé Goodricke Hall et une plaque commémorant sa contribution à la science. Pourtant, si vous vous rendez au cimetière du cimetière où il est enterré, une pierre tombale envahie par la végétation ne porte que les initiales « J.G. » pour indiquer où il se trouve. L'astronome Zdenek Kopal, qui s'est penché attentivement sur la vie de Goodricke, s'est demandé pourquoi le marqueur était si modeste : peut-être que les parents plutôt calmes de Goodricke avaient honte d'avoir un « sourd-muet » dans la famille et ne pouvaient pas suffisamment apprécier ce qu'un homme qui n'entendait pas pouvait néanmoins voir.
Étoiles RR Lyrae
Un groupe apparenté d'étoiles, dont la nature a été comprise un peu plus tard que celle des céphéides, est appelé variables RR Lyrae, du nom de l'étoile RR Lyrae, le membre le plus connu du groupe. Plus communes que les céphéides, mais moins lumineuses, des milliers de ces variables pulsatiles sont connues dans notre Galaxie. Les périodes des étoiles RR Lyrae sont toujours inférieures à un jour et leurs variations de luminosité sont généralement inférieures à environ un facteur deux.
Les astronomes ont observé que les étoiles RR Lyrae présentes dans un amas particulier ont toutes à peu près la même luminosité apparente. Comme les étoiles d'un amas se trouvent toutes à peu près à la même distance, il s'ensuit que les variables RR Lyrae doivent toutes avoir à peu près la même luminosité intrinsèque, soit environ 50 litres de soleil. En ce sens, les étoiles RR Lyrae ressemblent un peu à des ampoules classiques et peuvent également être utilisées pour obtenir des distances, en particulier au sein de notre Galaxie. La figure\(\PageIndex{6}\) montre les plages de périodes et de luminosités pour les céphéides et les étoiles RR Lyrae.
Concepts clés et résumé
Les céphéides et les étoiles RR Lyrae sont deux types d'étoiles variables pulsantes. Les courbes de lumière de ces étoiles montrent que leur luminosité varie avec une période de répétition régulière. Les étoiles RR Lyrae peuvent être utilisées comme ampoules standard, et les variables des céphéides obéissent à une relation période-luminosité. La mesure de leurs périodes peut donc nous indiquer leurs luminosités. Ensuite, nous pouvons calculer leurs distances en comparant leurs luminosités à leur luminosité apparente, ce qui peut nous permettre de mesurer les distances jusqu'à ces étoiles jusqu'à plus de 60 millions d'années-lumière.
Lexique
- céphéide
- étoile qui appartient à une classe d'étoiles pulsantes supergéantes jaunes ; la luminosité de ces étoiles varie périodiquement, et la relation entre leurs périodes et leur luminosité est utile pour calculer les distances qui les séparent
- courbe de lumière
- un graphique qui montre la variation dans le temps de la lumière provenant d'une étoile binaire variable ou éclipsée ou, plus généralement, de tout autre objet dont la sortie de rayonnement change avec le temps
- relation période-luminosité
- une relation empirique entre les périodes et les luminosités de certaines étoiles variables
- étoile variable pulsante
- une étoile variable qui palpite en taille et en luminosité
- R.R. Lyrae
- appartenant à une classe d'étoiles géantes pulsantes dont les périodes sont inférieures à 1 jour, utiles pour déterminer les distances