Les céphéïdes

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.