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Céphéides ou étoiles variables

Qu'est-ce qu'une Céphéides ?

   Catégorie : étoiles
Mise à jour 03 mai 2014

Une céphéide est une étoile jeune et une géante très lumineuse, mais c'est surtout une variable périodique, c'est à dire que sa luminosité varie au cours du temps. Sa masse est de 4 à 20 fois la masse du Soleil. Le nom céphéide vient de l'étoile variable découverte en 1784 (delta Céphée) dans la constellation de Céphée.
Les céphéides sont de véritables chandelles standard car elles varient, non seulement en taille mais en luminosité avec une grande régularité (la période est comprise entre 1 et 135 jours). Leur éclat varie sensiblement de 0,1 à 2 magnitudes selon la période. Ces étoiles variables clignotantes sont visibles dans toutes les galaxies. Ces étoiles sont très intéressantes car il existe une forte corrélation entre la période de pulsation, la luminosité et la distance. En mesurant la période de pulsation d'une Céphéide, on en déduit sa luminosité et donc sa distance.
Si on compresse une étoile variable elle rebondit, si on l'étire vers l'extérieur, elle retombe, mais quelles sont les causes et le moteur de ces palpitations ou de ces pulsations stellaires ?
Effectivement il faut un moteur qui fournisse continuellement des poussées et des tractions. L'explication a été trouvée en 1926 par l'astrophysicien britannique, Arthur Stanley Eddington (1882-1944).
Les étoiles se caractérisent par leurs masses, leurs rayons, leurs luminosités et leurs températures. Une étoile qui vient de naitre est dans sa séquence principale, c'est une boule de gaz qui émet de la lumière parce qu'elle est chaude, elle est dans la phase où elle brule son hydrogène, les atomes à haute température émettent des photons et ce sont ces photons que l'on voit.
Le gaz constituant l'étoile est en équilibre constant sous deux forces qui s'opposent, la pression intrinsèque qui tend à dilater l'étoile et la force de gravitation qui tend à la comprimer. L'étoile perd en permanence de l'énergie car elle émet une grande quantité de chaleur dans l'espace glacial, mais la même quantité de chaleur est créée par réactions thermonucléaires au cœur de l'étoile (transformation de l'hydrogène en hélium), cela compense l'énergie perdue par rayonnement. Lorsqu'elle n'a plus d'hydrogène dans son cœur, elle brule l'hydrogène qu'elle a dans ses couches intermédiaires, la pression du gaz diminue et elle enfle. Elle devient très lumineuse c'est alors une géante rouge, ensuite elle va bruler son hélium au cœur. C'est dans cet état particulier que la géante va commencer à "clignoter".
Ce phénomène concerne les céphéides mais aussi les W Virginis de très vieilles étoiles peu massives (1 masse solaire) qui pulsent avec une période comprise entre 1 et 60 jours et les RR Lyrae encore moins massives (0.5 M) avec une période de 0.5 jour.

 

Une céphéide est une étoile jeune mais comme c'est une géante, elle est plus évoluée que le Soleil, elle a consumé beaucoup d'hydrogène et son énergie lumineuse est maintenant due aux réactions de fusion nucléaire de l'hélium qui se transforme en carbone. Normalement quand on compresse un gaz il se réchauffe et lorsqu'il se dilate il refroidit, mais à certaines températures, l'hydrogène ou l'hélium sont contraints de passer d'un état d'ionisation (arrachement ou ajout d'électrons) à un autre, puis de revenir à l'état initiale lors du refroidissement. C'est ce qui se passe dans les étoiles variables.
Les pulsations sont en réalité des gonflements et des contractions des différentes couches de l'étoiles, elles tombent les unes sur les autres en se contractant puis rebondissent et enflent à nouveau. Le cœur de l'étoile lui, ne pulse pas, seules les couches intermédiaires et externes pulsent, la couche la plus externe subit la pulsation la plus violente.
Le phénomène de ionisation partielle de l'hydrogène et de l'hélium se situe dans une des couches internes qui entraine les autres.  Plus un gaz est chaud moins il absorbe de lumière et ainsi devient plus lumineux, inversement, plus un gaz est froid et plus il absorbe de lumière et devient opaque. L'opacité d'un gaz est une mesure de sa capacité à absorber de la lumière.
Lorsque le gaz de cette couche de ionisation atteint une certaine compression, l'ionisation se produit, l'opacité du gaz augmente, la couche de gaz agit alors comme une valve qui se ferme, la pression augmente et pousse les autres couches vers le haut. Ensuite, les différentes couches se dilatent et refroidissent, l'ionisation de l'hydrogène et de l'hélium va s'inverser, le gaz va retrouver son état initial, l'opacité décroit soudainement et le rayonnement inonde les couches de l'étoile faisant tomber la pression du gaz. La pression du gaz est maintenant trop basse pour soutenir les couches qui retombent les unes sur les autres, attendant le prochain cycle pour rebondir. Ce phénomène s'appelle la valve d'Eddington.
Toutes les étoiles ne pulsent pas, cela ne concerne que certaines étoiles, car cela dépend de la profondeur des zones d'ionisation. Cette particularité des étoiles variables permet aux astronomes de s'en servir comme des indicateurs de distance. Ils peuvent calculer par approches successives, les distances à grande échelle celle des galaxies et remontent ainsi jusqu'au plus profond de l'univers observable.

nota : La limite d'Eddington ou luminosité d'Eddington, correspondant à la luminosité maximale que peut atteindre une étoile d'une masse donnée. Au delà elle commence à perdre les couches supérieures de son atmosphère.

 

Image : Ce montage vidéo a été réalisé à partir des observations du télescope spatial Hubble de la NASA / ESA pour montrer les pulsations de l'étoile variable RS Puppis et son environnement d'épais nuages ​​sombres. RS Puppis est une Céphéide, un type d'étoile variable située dans la constellation de Puppis. La poussière entourant RS Puppis permet de voir un phénomène connu comme étant un écho de lumière autour de l'étoile, d'une clarté étonnante. Cet écho de lumière crée l'illusion de nuages ​​de gaz en expansion à partir de RS Puppis. Les observations de Hubble ont été prises sur une période de cinq semaines en 2010, afin de capturer l'étoile variable à différents stades de son cycle, elle varie en luminosité d'un facteur de cinq ou plus tous les 40 jours. La courte vidéo est répétée plusieurs fois pour montrer plus clairement le mécanisme d'écho de lumière. Ces observations de Hubble montrent l'objet dans un ciel sombre rempli de galaxies d'arrière-plan. C'est parce que RS Puppis est situé dans une grande nébuleuse, que les astronomes ont pu mesurer sa distance par échos lumineux, provenant des particules de la nébuleuse. Ils ont déterminer avec précision que la céphéide se situait à 6500 ± 90 années-lumière de la Terre. L'exactitude de la mesure est importante car les Céphéides servent de marqueur (chandelle standard) pour les distances au sein de notre galaxie et des galaxies proches.
Crédit: NASA, ESA, G. Bacon (STScI), l'équipe Hubble Heritage (STScI / AURA) Collaboration Hubble, et H. Bond (STScI et Pennsylvania State University).

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