Les Céphéides

Pour mesurer la distance des étoiles, une technique trigonométrique dite "parallaxe" s'est avérée être la méthode la plus sûre. Elle était déjà employée par les arpenteurs. Le diamètre de l'orbite de la Terre est considéré comme la base d'un triangle, chaque côté de la base étant atteint à 6 mois d'intervalle; l'étoile dont on mesure la distance en est le sommet; la longueur des côtés est calculée, par trigonométrie, en mesurant les trois angles du triangle. La technique de la parallaxe fonctionne très bien pour les étoiles proches, qui se trouvent à moins de quelques centaines d'années-lumière de la Terre. Même ainsi, la variation d'angle en parallaxe d'Alpha Centauri, l'étoile la plus proche de nous, ne varie que d'une seconde d'arc

Les Céphéides sont des étalons de mesure qui permettent aux astronomes de mesurer les distances plus lointaines de l'Univers. Les Céphéides sont des étoiles variables dont la période de variation dure de 1 à 70 jours, la luminosité variant de 0,1 à 2 magnitudes. Les Céphéides sont habituellement des étoiles d'âge moyen (entre 10 et 300 millions d'années), de masse moyenne qui se mettent à présenter des pulsations régulières, lesquelles sont en corrélation avec leur luminosité (il existe deux types de Céphéides, les unes plus jeunes que les autres). Cette caractéristique permet donc aux astronomes de déterminer, fonction de la pulsation, quelle est la luminosité intrinsèque de l'étoile, à savoir quelle serait la luminosité de l'étoile vue par un observateur situé à proximité d'elle. En comparant cette valeur avec la magnitude visuelle de l'étoile dans le ciel de la nuit, on peut ainsi déterminer la distance de l'étoile. Les Céphéides commencèrent d'être utilisées comme base de mesure des distances de l'Univers en 1908, par Henrietta Leavitt. L'utilisation des Céphéides pour mesurer les distances a été faite, pour la première fois -et de façon célèbre- par Hubble en 1924. Il a pu en déduire que notre Galaxie était un univers-île, une galaxie comme les autres. Les Céphéides ont également permis de découvrir que l'Univers est en expansion et que les galaxies s'éloignent les unes des autres. On a récemment découvert, en 2011, que les vents d'une Céphéide pouvaient disperser des quantités significatives de gaz et de poussière de l'étoile, formant un cocon poussiéreux autour d'elle qui, donc, affecte, sa luminosité. Et cela, donc, affecte le calcul que l'on fait de sa distance. On a observé le phénomène à l'étoile d Cephei: l'étoile a un mouvement propre très rapide et ce déplacement dans l'espace a comme conséquence qu'il compresse le milieu interstellaire en un front de choc à l'avant de l'étoile. On peut observer celui-ci car d Cephei est une étoile double et que le front est éclairé par l'étoile-compagnon. Les vents stellaires de d Cephei, par ailleurs, sont 1 million de fois plus forts que notre vent solaire. Ce processus fait que les Céphéides peuvent perdre de la masse, étant lentement consumée par leur vent stellaire. Et cela fait, bien sûr, que leur utilisation comme références de distance n'est plus aussi fiable. Jusqu'à 25% des Céphéides observées sont affectées de cette perte de masse. Cette découverte, cependant, permettra d'affiner le modèle des Céphéides et donc d'aboutir à des distances plus précises concernant la taille, l'àge et le taux d'expansion de l'Univers. Les variables de type RR Lyrae ont les mêmes propriétés que les Céphéides et donc peuvent également être utilisées pour mesurer les distances. C'est une galaxie de petite taille, membre du Groupe local, la galaxie IC 1613 qui, il y a des décennies, a permis que l'on comprît comment utiliser ces variables pour mesurer l'Univers

En terme de cosmologie, les Céphéides sont trop faibles pour pouvoir être utilisées (dans d'autres galaxies, par exemple). Pour calculer ces distances plus importantes, les astronomes en sont venus à porter leur choix sur une classe particulière de supernovas, les supernovas de Type Ia. Toutes, en effet, explosent avec une luminosité semblables et sont suffisamment brillantes pour se voir d'un bout à l'autre de l'Univers. En comparant leur luminosité apparente à celle des Céphéides, ils ont ainsi pu mesurer leur luminosité intrinsèque et donc les utiliser pour calculer des distances. Adam Riess, un astronome qui était le directeur de l'une des deux équipes qui ont découvert l'énergie noire, a été celui qui a découvert ces nouvelles références de distance. Ces supernovas, de plus, peuvent être amplifiées par des amas de galaxie situés entre ces étoiles et nous. Des programmes sont en cours pour déterminer si ces étoiles explosives restent fiables pour déterminer les distances aux grandes échelles de l'Univers. Une controverse cependant existe au sujet de ces supernovas de Type Ia: sont-elles causées par l'interaction entre une naine blanche et une étoile-compagnon ou par la fusion de deux naines blanches. En 2002 le télescope spatial Hubble a découvert que les naines blanches distantes peuvent également être utilisées pour estimer l'âge de l'Univers. Une classe particulière de supernovas de Type Ia qui ont lieu près d'étoiles jeunes semble pouvoir améliorer les mesures de distance, augmentant la précision de plus de 2 fois (ces explosions sont vraisemblablement celles de jeunes naines blanches)

L'étoile polaire est une Céphéide; ses variations sont cependant très faibles. La Polaire, par ailleurs, présente des variations de luminosité sur le long terme: elle a augmenté de luminosité au cours des deux derniers siècles. Sur une échelle de temps plus petite, elle avait diminué au cours des dernières décennies mais on assiste maintenant à une nouvelle augmentation