Notes sur le milieu interstellaire et la galaxie: Shapley - Céphéide, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez9 janvier 2014

Notes sur le milieu interstellaire et la galaxie: Shapley - Céphéide, Notes de Astronomie

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Notes d'astronomie sur le milieu interstellaire et la galaxie: Shapley - Céphéide. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: Les céphéides, Les amas globulaires.
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Les céphéides

En 1912, l'astronome américaine Henrietta Leavitt étudiait les Nuages de Magellan, les deux

nébuleuses qui dominent le ciel austral de leur splendeur. La tâche d'Henrietta Leavitt consistait

à examiner des plaques photographiques prises à des époques différentes afin de mettre en

évidence les étoiles dont la luminositén'était pas constante au cours du temps. Elle découvrit

alors que certaines de ces étoiles, plus tard nomméescéphéides, présentaient des variations

d'éclat périodiques. Plus intéressant encore, ces étoiles possédaient la propriété suivante : leur

luminosité moyenne 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.

Harlow Shapley : Nashville, 1885 - Boulder, 1972

Cette propriété des céphéides se révéla d'une grande importance car elle permit aux

astronomes de continuer à développer une échelle des distances. 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.

Ainsi, avec les céphéides, les astronomes ont une nouvelle méthode de mesure des distances

relatives. Celle-ci permet d'aller bien plus loin que les techniques s'appuyant sur la parallaxe ou

le point de convergence car elle s'applique même à des étoiles ne présentant aucun mouvement

apparent. Ceci est d'autant plus vrai que les céphéides ont une très grande luminosité

intrinsèque, jusqu'à 10 000 celle du Soleil, et sont donc visibles de très loin.

Les amas globulaires

Il restait néanmoins un problème au début du siècle : la distance réelle des Nuages de Magellan

n'était pas connue. Toute mesure se faisait donc de manière relative et il n'était pas possible de

connaître l'éloignement réel d'un objet. Les céphéides les plus proches n'étaient d'aucun

secours car elles étaient déjà trop éloignées pour présenter une parallaxe mesurable.

C'est l'astronome américain Harlow Shapley qui réussit à surmonter cette difficulté. Il utilisa le

fait que certaines céphéides présentent un déplacement angulaire mesurable sur une période

de temps suffisamment longue. Par un argument statistique simple, il fut en mesure de déduire

de ces déplacements angulaires la distance réelle de certaines céphéides, donc également leur

luminosité intrinsèque, et put ainsi établir la relation exacte qui liait la période d'une céphéide à

sa luminosité absolue. Dorénavant, il suffirait de déterminer la période d'une céphéide pour en

déduire sa luminosité intrinsèque. En comparant cette valeur à l'éclat apparent de l'étoile, la

distance de l'astre était alors très facile à calculer.

Harlow Shapley appliqua cette nouvelle technique à l'étude des amas globulaires, des

ensembles d'étoiles qui peuvent atteindre le million de membres et se distinguent par leur

aspect sphérique. La distribution des amas globulaires dans le ciel était très différente de celle

des étoiles. Les amas couvraient toute la voûte céleste, pas uniquement une bande comme les

étoiles. De plus, cette distribution présentait une nette asymétrie puisque la majorité se

trouvaient dans la moitié du ciel entourant la constellation du Sagittaire. Comme les amas

globulaires contenaient des céphéides, Harlow Shapley put utiliser sa méthode pour déterminer

leur distance. Il put également déterminer leur position réelle dans l'espace et établir une carte

à trois dimensions de leur répartition. Le résultat, publié en 1917, montra que les amas se

trouvaient à des distances bien plus grandes qu'anticipées, qu'ils étaient distribués de manière

sphérique, et que le centre de cette sphère se trouvait très loin du Soleil.

Harlow Shapley fit alors l'hypothèse que les amas globulaires étaient associés d'une manière ou

d'une autre à la Voie Lactée. La distribution des amas globulaires et celle des étoiles devaient

donc avoir des tailles similaires et un centre commun. L'astronome américain établit ainsi pour

la première fois que la Voie Lactée avait une taille gigantesque et, surtout, il délogeait le Soleil

de la place centrale que lui avait attribuée Herschel. Les distances d'Harlow Shapley étaient à

peu près trois fois trop grandes car il ne prenait pas en compte l'effet de l'extinction

interstellaire, mais la vision moderne de la Voie Lactée était née.

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