Détermination de la distance d'une étoile céphéide

Qu'allons nous faire ?

(Les images nécessaires à cet exercice se trouvent ici.).

Les étoiles céphéides sont des étoiles dont l'éclat varie périodiquement au cours du temps, typiquement en quelques jours. Ce sont des étoiles géantes, très brillantes. On peut les voir de loin, on parvient même à les distinguer dans d'autres galaxies que la nôtre.

Sao céphéide là những sao có độ sáng thay đổi một cách định kỳ theo thời gian, điển hình trong vài ngày. Đó là các ngôi sao khổng lồ, rất sáng, ta có thể phân biệt từ rất xa trong những thiên hà khác ở ngoài thiên hà của chúng ta.

Các sao céphéide có đặc điểm rấy hay: chu kỳ thay đổi của ánh chói (éclat) của chúng tùy thuộc trực tiếp vào độ sáng (luminosité) của chúng. Đặc điểm này là những cọc tiêu (balise, để hướng dẫn) để đo những khoảng cách trong vũ trụ. Quả nhiên, khi đo chu kỳ thay đổi của ánh chói của chúng, người ta suy ra độ sáng tuyệt đối (nghĩa là số năng lượng mà chúng phát ra dưới dạng ánh sáng. Khi đo ánh chói biểu kiến của chúng (nghĩa là quang năng mà ta nhận trên Trái Đất), và khi biết ánh chói một ngôi sao giảm như thế nào so với khoảng cách mà ánh sáng đi qua, người ta suy ra khoảng cách của ngôi sao

Les céphéides ont une particularité intéressante : la période de variation de leur éclat dépend directement de leur luminosité. Cette particularité en fait d'excellentes balises pour mesurer les distances dans l'univers. En effet, en mesurant la période de variation de leur éclat, on déduit leur luminosité absolue (c'est à dire la quantité d'énergie qu'elles émettent sous forme de lumière). En mesurant leur éclat apparent (c'est à dire l'énergie lumineuse qu'on reçoit sur Terre), et en sachant comment l'éclat d'une étoile diminue avec le chemin parcouru par la lumière, on en déduit la distance de l'étoile.

Nhờ các sao céphéide quan sát trong các thiên hà khác, người ta đã có thể đo được những lần đầu tiên khoảng cách các thiên hà (đầu thế kỷ 20). Và người ta mới thấy là chúng ở rất xa chớ không như họ nghĩ.

Grâce aux céphéides observées dans d'autres galaxies, on a pu faire les premières mesures (au début du vingtième siècle) de la distance des galaxies. Et on s'est rendu compte qu'elles sont beaucoup plus loin que ce à quoi on s'attendait.

Chúng ta hãy xác định khoảng cách các céphéide

Phương pháp được giới thiệu nơi đây có thể áp dụng cho toàn thể các sao céphéide, trong thiên hà của chúng ta hay trong các thiên hà khác.

Nous allons déterminer la distance d'une céphéide. La méthode présentée ici peut être appliquée à l'ensemble des étoiles céphéides, qu'elles se trouvent dans notre galaxie, ou dans les autres.

Thí dụ ở đây lấy một céphéide trong thiên hà gần thiên hà của chúng ta, Đám Mây Nhỏ Magellan. Nhờ sao này, chúng ta sẽ phỏng chừng khoảng cách giữa Trái Đất và Đám Mây Nhỏ Magellan.

Nous allons ici prendre l'exemple d'une céphéide située dans une galaxie voisine de la nôtre, le Petit Nuage de Magellan. Grâce à cette étoile, nous aurons une estimation de la distance entre la Terre et le Petit Nuage de Magellan.

Chúng ta sẽ dựa vào sự nghiên cứu của chúng ta nhờ những hình ảnh do kính viễn vọng đặt ở Chili chụp, tặng cho một nghiên cứu khoa học tên là OGLE.  Mục đích của nghiên cứu này là quan sát liên thường xuyên những vùng  giàu sao (thí dụ Đám Mây Nhỏ Magellan) và ghi ra tất cả các thay đổi về ánh chói của các ngôi sao này. Trong  Đám Mây Nhỏ Magellan, OGLE quan sát khoảng 600.000 ngôi sao. May thay những xử lý dữ liệu (traitement des données) tự động tuy cũng  rất tốn thì giờ.

Nous allons fonder notre étude sur des images prises par un télescope situé au Chili, dédié à une expérience scientifique dénommée OGLE (prononcer ogueul). Le but de cette expérience est d'observer régulièrement des régions riches en étoiles (tels les Nuages de Magellan) et de relever toutes les variations de luminosité de ces étoiles. Dans le Petit Nuage de Magellan, OGLE observe environ 600 000 étoiles. Heureusement, le traitement des données est automatisé ! (Mais cela représente quand même beaucoup de travail). Pourquoi les astronomes s'intéressent-ils aux variations d'éclat des étoiles ? Parce qu'elles nous apprennent beaucoup de choses.

OGLE tìm cách khám phá những ngôi sao nhỏ ít sáng (nghĩa là trung gian giữa hành tinh và sao) mà người ta gọi là "sao lùn nâu". Các  vật này không đủ sáng để được quan sát trực tiếp, nhưng chúng có khả năng  bổ túc ánh chói biểu kiến của một ngôi sao đưa cho ngôi sao bên cạnh. Khảo cứu các Lùn Nâu quan trọng vì để thử giải thích khối lượng  không thấy được của vũ trụ. Bởi vỉ thực tế người ta chỉ biết có 10% khối lượng vật chất trong vũ trụ, và các Lùn Nâu có thể cung cấp những yếu tố để giải vấn đề này.

Voici ce que OGLE cherche à découvrir : des petites étoiles très peu brillantes (en fait l'état intermédiaire entre les étoiles et les planètes) qu'on appelle des naines brunes. Ces objets ne sont pas assez brillants en soi pour être observés directement, mais ils sont capables de modifier l'éclat apparent d'une étoile en passant dans son voisinage. La recherche des naines brunes est importante pour tenter d'expliquer la masse invisible de l'univers. En effet, on sait que seulement 10% (en masse) de la matière de l'univers est visible. On cherche à connaître la nature de la matière invisible, et les naines brunes pourraient fournir des éléments pour résoudre cette énigme.

Une autre série d'objets nouveaux qu'OGLE veut découvrir sont des planètes tournant autour d'autres étoiles que le Soleil (les exoplanètes). Si ces planètes passent devant leur étoile (cela peut se produire à intervalles réguliers) alors, l'éclat de l'étoile peut être affaibli, ce qui constitue un indice important sur l'existence d'une exoplanète.

Một số vật mới mà OGLE muốn  khám phá là các hành tinh quay quanh các  sao khác không  kể Mặt Trời (exoplanète, hành tinh ngoài). Nếu các  hành tinh này qua trước sao của chúng (điều này có thể xảy ra từng  quãng đều đặn) vậy thì ánh chói của sao có thể yếu đi, điều này là một chỉ điểm quan trọng cho sự hiện hữu các exoplanète.

Bien sur, en observant des centaines de milliers d'étoiles, OGLE découvre d'autres étoiles dont l'éclat est variable. Rien que dans le Petit Nuage de Magellan, les astronomes d'OGLE ont recensé plusieurs milliers d'étoiles variables, dont de nombreuses céphéides. Certaines d'entre elles n'avaient jamais été identifiées avant OGLE.

Nous allons nous intéresser à une étoile céphéide qui porte le doux nom 43522 dans la base de données OGLE.

Quelques définitions pour ne pas se perdre

La luminosité d'une étoile est la quantité d'énergie lumineuse émise par celle-ci à chaque seconde. La luminosité se mesure en Watts. Cette énergie est émise dans toutes les directions, et la luminosité  représente la totalité de l'énergie émise par l'étoile à chaque seconde, dans toutes les directions possibles. L'éclat d'une étoile est la quantité d'énergie lumineuse que nous recevons de cette étoile, par unité de surface collectrice (la surface d'un miroir de télescope par exemple), c'est un flux d'énergie qui se mesure en Watts par mètre carré (W/m²). Plus on est loin de l'étoile, plus son éclat nous paraît faible. La brillance d'une étoile est la quantité de photons reçus chaque seconde en provenance de cette étoile à travers un instrument optique, et comptabilisés par un détecteur. La brillance est proportionnelle à l'éclat de l'étoile, mais il est en général difficile d'établir le coefficient de proportionnalité. Comme le coefficient de proportionnalité est le même pour toutes les étoiles figurant sur une même image, en général, on convertit la brillance en éclat, en se rapportant à des étoiles figurant sur l'image et dont l'éclat est connu.

Un filtre optique est un instrument (petit mais souvent sophistiqué et cher) qui ne laisse passer la lumière que dans un certain domaine de longueurs d'onde. En astronomie, il existe des filtres standards adoptés par l'ensemble de la communauté. Le filtre V laisse passer la lumière dans la presque totalité du domaine visible, mais pas en infrarouges, ni en ultraviolet. Le filtre I (ou filtre en bande I) laisse passer la lumière à la limite infrarouge du spectre visible (d'où le I pour infrarouges, bien que cette lumière soit encore visible). Le filtre B laisse passer la lumière visible bleue mais atténue les autres couleurs. Le filtre U laisse passer la lumière visible dans sa partie proche des rayonnements ultraviolets (d'où le U, bien que cette lumière soit encore visible).

Pour chacun de ces filtres, on définit une luminosité et un éclat qui correspondent aux quantités d'énergie lumineuse que l'on recevrait en observant les étoiles à travers ces filtres.

Ainsi, les luminosités, les éclats, et les brillances U,V,B… sont définies en ne considérant que l'énergie lumineuse dans les longueurs d'onde pouvant passer à travers ces filtres. Par exemple, l'éclat I d'une étoile est la quantité d'énergie lumineuse en bande I (proche de l'infrarouge) que nous recevons de cette étoile, par unité de surface collectrice. L'éclat I, comme l'éclat, se mesure en Watts par mètres carrés.

Pour la mesure de distance des céphéides, on utilise souvent les filtres V, qui donnent des images dans le même domaine de sensibilité que nos yeux, et le filtre I, car nous disposons de caméras sensibles à ces longueurs d'onde, et parce que la lumière proche de l'infrarouge est moins affectée par des effets capables de fausser les mesures de la luminosité des étoiles (voir les sections : « peut-on croire à nos résultats », et « pour aller plus loin »).

La plupart des images d'OGLE ont été prises avec un filtre en bande I. C'est pour cela que les tableaux donnés ici correspondent à des images proches de l'infrarouge et à des luminosités et des éclats dans ce domaine de longueurs d'onde. Vous trouverez en annexe les mêmes tableaux pour des images prises en lumière visible avec un filtre V.

Eclat apparent d'une étoile : c'est l'éclat de l'étoile vue depuis la Terre.

Eclat absolu d'une étoile : c'est l'éclat qu'aurait l'étoile si on l'observait depuis une distance de 10 parsecs, c'est à dire 32,6 années lumières. Cette notion d'éclat absolu paraît un peu arbitraire et théorique. Les astronomes la trouvent néanmoins pratique et l'utilisent beaucoup. La notion d'éclat absolu permet d'éviter dans les calculs certains recours à l'estimation de la luminosité, ce qui permet l'économie de quelques opérations.

Comment l'éclat apparent d'une étoile varie en fonction de sa distance et de sa luminosité

On suppose que l'espace entre l'étoile et nous est vide. A une distance d de l'étoile, sa luminosité L, qui se propage en ligne droite dans toutes les directions, se répartit sur une sphère de rayon d. La surface de cette sphère est donc S=4 p d². Comme l'énergie lumineuse se conserve, l'énergie traversant la sphère à chaque seconde est indépendante de la distance d.

Par définition de l'éclat apparent E à la distance d, E=L/S. Comme la luminosité L se mesure en Watts, on vérifie que l'éclat E se mesure en W/m². Ainsi

E= L/S = L/4.pd² en W/m².

Ainsi, connaissant l'éclat apparent E et la luminosité  L, on en déduit la distance d, grâce à la relation :

d²=L/4.p.E

Soit encore, en prenant pour une céphéide les valeurs moyennes de L et de E sur le temps :

d²=L_moy / 4.p. E_moy.

Ainsi, connaissant L_moy et l'éclat apparent observé depuis la Terre E_moy pour une céphéide, on en déduit sa distance d à la Terre.

Très souvent, les astronomes se réfèrent à un éclat E_abs qu'ils nomment absolu, qui est l'éclat qu'aurait l'étoile observée depuis une distance d_abs =10 parsecs=32,6 années lumière. Ainsi, au lieu de relier la distance d à l'éclat apparent et à la luminosité, il est possible la relier à l'éclat apparent et à l'éclat absolu. Des relations ci-dessus, on peut déduire :

 d²=L_moy / 4.p. E_moy.= d²_abs  E_abs  / E_moy .

Nous voici avec deux relations nous permettant de connaître la distance d'une étoile. Il reste cependant à connaître la luminosité moyenne de l'astre, ou bien son éclat apparent. C'est là que les céphéides sont précieuses, car nous disposons d'une relation nous permettant de déterminer ces valeurs.

Visualiser les images de l'étoile et de ses voisines

Les fichiers contenant les images que nous allons étudier sont dans le répertoire images/céphéides_ogle. Leur nom est du type CEP-43522-1999-10-24-03-23-25.FTS. Cela peut sembler barbare, mais c'est une nomenclature assez pratique. CEP signifie que c'est une céphéide. 43522 est le numéro de la céphéide dans la base de données de OGLE et 1999-10-24 est la date au format année-mois-jour. Ce format permet de ranger les fichiers dans l'ordre chronologique si on fait un classement alphabétique. 03-23-25 signifie que l'image a été prise à 3 heures, 23 minutes et 25 secondes. FTS indique que cette image est codée avec le protocole FITS. C'est un protocole employé dans la communauté des astronomes et dans d'autres sciences, ainsi qu'en imagerie médicale.

Démarrer le logiciel HOU-VF. Pour charger les images, allez dans le menu fichiers, cliquez sur ouvrir. Sélectionnez le répertoire images/céphéides_ogle. Et ouvrez le fichier FTS de votre choix en cliquant deux fois dessus.

Etape 1 : Mettre l'ordinateur en marche.

Etape 2 : Installer le CD-rom ``Hands-On Universe'' (H.O.U.)

Etape 3 : Cliquer sur l'icône ``CD-rom'', ce qui permet de visualiser ce qui se trouve dans le CD-rom.

Etape 4 : Cliquer sur H.O.U.

Etape 5 : Ensuite, cliquer sur l'icône représentant un dossier jaune ou aller dans « Fichier », puis « Ouvrir ».

Etape 6 : Dans le répertoire « Images », aller sous « Cepheides ».

Etape 7 : Cliquer sur « Céphéides_OGLE ».

Etape 8 : Soigner la présentation de l'image.

Vous pouvez ajuster les contrastes de votre image en jouant avec les curseurs Min et Max accessibles sur la règle représentée ci dessous. Vous pouvez sélectionner la palette de couleurs de votre choix. Ci dessous, la palette IGREY (niveaux de gris inversés) est sélectionnée. Une image FTS est monochrome, elle ne représente pas les couleurs. Certaines palettes ont des couleurs. Ces couleurs représentent des niveaux d'intensité de lumière, mais ne représentent aucunement les couleurs des étoiles.

Une fois chargée, une fois les réglages accomplis, votre image ressemblera à celle ci dessous, sans les commentaires.

Etape 9 : repérer la céphéide et une étoile de référence.

Il faut vous entraîner à reconnaître le dessin formé par les étoiles qui nous intéressent. La céphéide est mentionnée, ainsi que trois étoiles qui peuvent nous servir d'étoiles de référence. Ces trois étoiles ont un éclat connu, indiqué sur l'image. Par exemple, l'étoile 43521 a un éclat valant 1,18 10^-14 Watts par mètre carré. Les astronomes mesurent également les éclats avec une autre règle, qui est fondée sur la facilité avec laquelle l'œil perçoit les étoiles (et non pas une mesure directe de flux d'énergie). Ces mesures sont faites en magnitudes. Si vous faites de l'astronomie amateur, vous avez peut être entendu parler des magnitudes. Les magnitudes sont indiquées, pour information, au dessus des éclats. Notez bien que ce sont deux façons équivalentes de traduire une même grandeur. (Avec une calculette disposant de la fonction logarithme, on peut déduire l'une de l'autre).

Comparer l'éclat de l'étoile céphéide avec celui de ses voisines

Les méthodes de traitement d'image ne nous permettent pas de connaître directement l'éclat des étoiles. En effet, la caméra qui a pris ces images a mesuré leur brillance. Et la brillance dépend de la sensibilité du télescope et de la caméra. Ce sont des facteurs difficiles à déterminer, et pour ces images, nous ne les connaissons pas. Pour connaître l'éclat de la céphéide, on va comparer son éclat à celui d'une étoile de référence. Comme on connaît l'éclat des étoiles de référence, on en déduira l'éclat de la céphéide.

Grâce à la fonction ``auto-aperture'' (symbole : un cercle noir ž comprenant en son centre un point noir), pour un même cliché, on obtient Bc et Br, respectivement les brillances de la céphéide et de l'étoile de référence. Comme ces dernières sont reliées aux éclats Ec et En par une relation de proportionnalité, on peut déduire de chaque photographie, le rapport :

Bc/Br = Ec/Er

Etape 10 : Cliquer sur le symbole d' « auto-aperture » ou aller à « data tools », puis « auto-aperture ».

Etape 11 : Pour chaque photographie, chercher grâce à la lecture de « counts » (nombre en bas à droite de l'écran), le centre de l'étoile. Il correspond au maximum de « counts ». (Vous pouvez au préalable agrandir l'image avec la fonction « zoom » afin de faciliter la manœuvre.) Quand vous l'avez trouvé, cliquez sur ce centre : il apparaît un cercle rouge et un chiffre (la brillance de l'étoile), et une nouvelle fenêtre indiquant, en fonction des coordonnées sur l'image, la valeur de la brillance de l'étoile. Mesurer ainsi Bc et Br pour chaque photographie, en notant bien à quel jour et quelles heure ces valeurs correspondent. On pourra reporter ces valeurs dans le tableau suivant :

Remarque 1 : les unités de brillance sont arbitraires, mais ce sont les mêmes pour les deux étoiles et pour toutes les photographies.

Remarque 2 : En cas d'erreur, utiliser le symbole « balai » pour supprimer les données mesurées.

Déterminer la période de la céphéide

Etape 12  : Calculer le rapport Bc/Br = Ec/Er, pour les huit dates données, et reporter les résultats dans le même tableau que précédemment. Comme Er (l'éclat de votre étoile de référence) est indiqué sur la figure ci-dessus, vous pouvez en déduire, en faisant une multiplication, l'éclat Ec de la céphéide. Indiquez l'éclat Ec dans la dernière ligne du tableau.

Etape 13 : Tracez sur du papier millimétré (ou avec un tableur, si vous avez un ordinateur équipé) la courbe Ec = f(t), en graduant l'axe des abscisses en jours, et en prenant t = 0 pour la date de la première image. On convertira les heures en fractions de jour. Par exemple 12 heures=0,5 jour, et 4heures=4/24 jour, soit à peu près 0,6 jour).

Etape 14 : Quelle est la période T des variations de l'éclat de la céphéide ?

Déterminer l'éclat apparent moyen de la céphéide

Etape 15 : une manière approchée de connaître l'éclat apparent moyen E_moy de la céphéide consiste à prendre les valeurs que vous avez mesuré, et d'en faire la moyenne (comme lorsque vous calculez vos moyennes, vous faites la moyenne des notes des différents contrôles). Cette méthode est approximative car vous disposez d'un nombre assez réduit de points de mesure qui ne représentent pas très fidèlement la courbe de la variation d'éclat de la céphéide. On se contentera néanmoins de cette méthode. Il en existe d'autres (mesurer la surface sous la courbe par exemple)que vous pourrez essayer, si vous souhaitez approfondir la question, avec l'aide de votre professeur.

Déterminer la luminosité moyenne de la céphéide

Etape 16 : On se réfère pour cela  au diagramme période luminosité. La période est portée en abscisse, vous pouvez lire la luminosité moyenne L_moy en ordonnée. Contrairement à l'éclat qui a une valeur numérique très faible (c'est l'énergie que nous recevons sur un mètre carré depuis la Terre), la luminosité, qui représente l'ensemble de l'énergie lumineuse émise par l'étoile tout entière à chaque seconde, a une valeur élevée.

La luminosité du Soleil (à travers un filtre I) est 2,589 10 ²⁶  Watts.

Calculer la distance de la céphéide

On a vu plus haut qu'en considérant pour une céphéide les valeurs moyennes de L_moy et de E_moy sur le temps :

d²=L_moy / 4.p. E_moy = …

Quelle distance trouvez vous (attention aux unités). Comme le nombre que vous obtenez est certainement très grand (ou bien vous vous êtes trompé), il peut être utile de convertir cette distance en années lumière. Une année lumière (a.l.) est la distance que parcourt la lumière en une année. Sachant que la lumière parcourt 3. 10⁸ mètres à chaque seconde, en comptant le nombre de secondes dans une année de 365 jours, que vaut une année lumière en mètres ?

                                               1 a.l. = … mètres.

Convertissez la distance de l'étoile céphéide en années lumière :

                                                d = … a.l.

Peut-on croire à ce qu'on vient de découvrir ?

Voici quelques questions destinées à exercer votre esprit critique par rapport aux mesures et au calcul que vous venez de faire.

Connaissez vous la distance de l'étoile de référence employée dans vos estimations de l'éclat de la céphéide ? Est-ce gênant ? Pourquoi ?

Quelles sont à votre avis les sources des erreurs dans votre évaluation de la distance de l'étoile céphéide 43522 ?

Y-a-t il dans ce calcul des hypothèses dont il vous paraît prudent de se méfier ? Laquelle (lesquelles) ? Pourquoi ?

La Céphéide 43522 se trouve dans le Petit Nuage de Magellan. C'est une galaxie de forme irrégulière, petite (elle contient quand même quelques centaines de milliers d'étoiles), et les astronomes s'accordent sur sa distance : 210 000 années lumière. Trouvez vous plus ou moins ? Cela vous paraît-il logique ?

Il y a entre la Céphéide et nous des petites poussières (principalement réparties dans le Petit Nuage de Magellan et notre galaxie). Quel peut être l'effet de ces poussières sur la luminosité apparente de l'étoile ? Quelle genre d'erreur cela entraîne-t-il sur l'estimation de la distance de la Céphéide : cela réduit-t-il la distance estimée par rapport à la réalité, ou bien cela l'augmente-t-elle ?

Harlow Shapley et les céphéides

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 luminosité n'était pas constante au cours du temps. Elle découvrit alors que certaines de ces étoiles, plus tard nommées céphéides, 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.

Les poussières interstellaires

Les énormes étendues qui séparent les étoiles ne sont pas vides comme les astronomes l'ont longtemps pensé. Elles sont en fait remplies de ce que l'on appelle le milieu interstellaire, qui compte pour environ 10 pour cent de la masse totale de matière dans une galaxie, le reste se trouvant dans les étoiles. Ce milieu est essentiellement formé de gaz, mais aussi de poussières et de particules énergétiques, le tout étant immergé dans un champ magnétique. Il est en interaction permanente avec les étoiles qui y naissent, y vivent et y meurent. C'est également en son sein que se produisent les interactions chimiques qui donnent naissance à des molécules très complexes. Cette nébuleuse par réflexion s'appelle NGC 1999. Elle n'émet pas de lumière elle-même, mais reflète la lumière de l'étoile brillante en son sein. La tache noire devant NGC 1999 est un nuage froid de gaz et de poussière qui bloque la lumière de la nébuleuse et apparaît donc très sombre. Crédit : NASA/STScI La présence de matière dans les espaces interstellaires, déjà suggérée par l'existence de zones sombres dans le ciel, fut clairement démontrée par Robert Trumpler dans les années 1930. Cet astronome américain s'intéressait à la distance de certains amas d'étoiles. En faisant l'hypothèse que tous les amas avaient la même luminosité intrinsèque et la même taille, il utilisait deux méthodes pour déterminer leur distance. L'une s'appuyait sur la mesure de leur diamètre angulaire, l'autre sur la détermination de leur luminosité apparente. Robert Trumpler se rendit compte que les deux méthodes donnaient des résultats similaires pour les amas proches, mais très différents pour les plus éloignés. Dans ce dernier cas, la luminosité apparente était nettement plus faible que ce que l'effet de distance pouvait justifier. La lumière qui nous provenait de ces amas éloignés était donc atténuée lors de son trajet, ce qui ne pouvait s'expliquer que par la présence dans des régions apparemment vides d'un milieu qui absorbait la lumière ou la diffusait. Nous savons maintenant que ce phénomène, appelé l'extinction interstellaire, est dû à la présence de poussières qui diffusent la lumière. Une partie du rayonnement qui nous provient des amas et de tous les astres éloignés en général est déviée de sa trajectoire et perdue pour nos télescopes, ce qui explique que la luminosité apparente des objets les plus lointains est plus faible que prévue. Un deuxième phénomène associé à la présence de matière entre les étoiles est le rougissement interstellaire. Celui-ci est dû au fait que la diffusion et l'extinction dépendent fortement de la longueur d'onde et sont plus marquées dans le bleu que dans le rouge. La forme générale du spectre d'une étoile est donc affectée par la poussière interstellaire. L'intensité dans le bleu diminue beaucoup, alors que l'intensité dans le rouge n'est que peu affectée. Pour un observateur terrestre, les étoiles apparaissent plus rouges qu'elles ne sont réellement. Notons que le même phénomène est en jeu pour le Soleil. L'atmosphère terrestre diffuse plus la lumière solaire dans le bleu que dans le rouge. Lorsque notre étoile est basse sur l'horizon, sa lumière traverse une couche d'air très épaisse, ce qui explique son aspect rougeâtre. La lumière diffusée est quant à elle surtout bleue, ce qui donne à notre ciel sa couleur caractéristique. Dans certaines conditions, la poussière interstellaire est directement observable. C'est le cas lorsqu'un nuage de poussière se trouve suffisamment proche d'une étoile et diffuse la lumière de celle-ci. Le nuage émet alors un rayonnement bleuâtre caractéristique et l'on parle d'une nébuleuse par réflexion. Bien qu'elles soient responsables des effets les plus visibles du milieu interstellaire, les poussières ne représentent qu'environ un pour cent de sa masse. Leur nature précise a été déterminée en étudiant la façon dont elles diffusent la lumière des étoiles. Il a ainsi été mis en évidence qu'il s'agit surtout de petits grains solides dont les dimensions sont inférieures à un millionième de mètre. Ces grains sont composés essentiellement de carbone, d'oxygène, de silicium et de fer, et généralement entourés d'une fine enveloppe de glaces d'eau et d'ammoniac. Les poussières ne se forment pas dans le milieu interstellaire lui-même car celui-ci est bien trop ténu pour que les rencontres de molécules y soient nombreuses. Les poussières se forment en fait dans le voisinage des étoiles en fin de vie, lorsque d'énormes quantités de matière sont éjectées, soit sous forme de vent stellaire, soit lors de l'explosion de supernovae. A bonne distance de l'étoile, la température est suffisamment basse pour que la matière éjectée se retrouve sous forme d'atomes. La densité y est également assez élevée pour que ces atomes puissent s'associer et donner naissance à des molécules complexes, puis à de minuscules grains de poussières. Ceux-ci continuent alors à s'éloigner de l'étoile et finissent par se diluer dans le milieu interstellaire.

Fabrice Mottez 

 secretariat-upm@ufr924.jussieu.fr <secretariat-upm@ufr924.jussieu.fr>