céphéides.

Ci-dessous un extrait traitant le sujet : céphéides.. Ce document contient 488 mots. Pour le télécharger en entier, envoyez-nous un de vos documents grâce à notre système d’échange gratuit de ressources numériques ou achetez-le pour la modique somme d’un euro symbolique. Cette aide totalement rédigée en format pdf sera utile aux lycéens ou étudiants ayant un devoir à réaliser ou une leçon à approfondir en : Encyclopédie

---

céphéides. n.f., étoiles d'éclat variable et périodique. Leur variation de luminosité en
fonction du temps présente des caractéristiques semblables à celles que nous montre l'étoile

T de la constellation de Céphée, d'où elles tirent leur nom. L'origine de cette variation provient
d'une instabilité de l'équilibre hydrostatique des couches externes de l'étoile. Cette instabilité
entraîne une pulsation radiale de ces couches et une variation périodique de l'éclat de l'étoile.
Ce phénomène est bien mis en évidence par le décalage Doppler des raies spectrales formées
dans l'atmosphère de ces étoiles. Ce décalage, alternativement vers le bleu et vers le rouge,
correspond à la contraction, puis à l'expansion des couches externes à des vitesses radiales
de 30 à 40 km.s-1. La période de ces pulsations, qui va de deux à cent jours selon les étoiles,
est d'une grande stabilité.

Le rôle indicateur de distance des céphéides.
Ces étoiles sont utilisées comme indicateurs de distance, fiables même pour des objets
lointains de notre galaxie ainsi que pour des galaxies extérieures proches. En 1908, une
astronome américaine, Henrietta Leavitt, établit une relation entre la magnitude apparente
d'un groupe de céphéides situées dans le Grand Nuage de Magellan et leurs périodes de
pulsation. Les étoiles de ce nuage se trouvant toutes à une distance équivalente de la
Terre, cette relation s'applique aussi à la magnitude absolue : les étoiles les plus brillantes
ont la période la plus longue. Grâce à cette relation, appelée relation période-luminosité, il
suffit donc de mesurer la période et la magnitude apparente d'une étoile céphéide éloignée
pour obtenir sa magnitude absolue et sa distance. Si le principe de cette méthode est
simple, son application est assez compliquée, car elle nécessite la mesure de la distance de
quelques céphéides afin de pouvoir calibrer la magnitude absolue de ces objets. Il n'existe
malheureusement aucune céphéide suffisamment proche de la Terre, dont la distance
pourrait être mesurée par la méthode directe de triangulation qui utilise le diamètre de
l'orbite terrestre pour base de cette triangulation. Il faut donc passer par des méthodes
indirectes pour déterminer la distance et par suite la magnitude absolue de quelques
céphéides les plus proches. On en a utilisé une vingtaine pour calibrer les distances des
céphéides plus lointaines. Finalement, une autre difficulté provient de l'extinction de la
lumière des étoiles par les poussières interstellaires, et une correction doit être apportée à
la luminosité apparente de l'étoile observée. Le rôle des céphéides comme indicateur de
distance a été d'une importance extrême dans les années vingt en élargissant
considérablement les dimensions mesurables de notre galaxie et en montrant de manière
irréfutable que certaines nébuleuses telles que M31 (Andromède) sont des objets
extérieurs à la Voie lactée et sont en fait des galaxies semblables à la nôtre.
Complétez votre recherche en consultant :
Les corrélats
Andromède
astres - L'évaluation des distances
astres - Vie et mort de quelques étoiles - Les étoiles massives : les supernovae
cosmologie
étoile - 1.ASTRONOMIE
Hubble Edwin Powell
Magellan (nuages de)
variable - 2.ASTRONOMIE