En astronomie, les variables céphéides sont des étoiles variables dont la luminosité change sur une certaine période de manière caractéristique et régulière. Normalement, la pression vers l’extérieur de la fusion nucléaire au centre d’une étoile est équilibrée par la pression vers l’intérieur due à la gravité de l’étoile et l’étoile reste à une taille et une luminosité constantes. Les étoiles variables passent par un cycle d’expansion et de contraction qui affecte leur luminosité. Dans les variables des Céphéides, la durée du cycle augmente avec la luminosité de l’étoile de manière prévisible, de sorte que lorsque la période est mesurée, les astronomes peuvent déterminer la luminosité réelle de la Céphéide et, à partir de sa luminosité apparente sur Terre, calculer à quelle distance il est. Ces étoiles variables sont un outil important pour mesurer les distances à d’autres galaxies.
On pense que ces étoiles se dilatent et se contractent selon un cycle régulier en raison des propriétés de l’hélium, qu’elles contiennent en grande quantité. Lorsque l’hélium est complètement ionisé, il est moins transparent au rayonnement électromagnétique, ce qui le fait chauffer et se dilater. En se dilatant, il se refroidit et devient moins ionisé, absorbant moins de chaleur et se contractant. Il en résulte un schéma régulier d’expansion et de contraction, avec des variations parallèles de luminosité, ayant une période allant de un à environ 50 jours.
Il existe deux principaux types de variables céphéides. Le type I, ou céphéides classiques, sont des étoiles relativement jeunes et très lumineuses, contenant une proportion relativement importante d’éléments plus lourds, ce qui indique qu’elles se sont formées dans des régions où ces éléments ont été créés par les explosions de supernova d’étoiles plus anciennes. Les céphéides de type II sont des étoiles plus anciennes, moins lumineuses et pauvres en éléments lourds. Il existe également des Céphéides anormales, qui ont des cycles plus complexes, et des Céphéides naines. Les céphéides classiques, en raison de leur plus grande luminosité et de leurs cycles simples et réguliers, sont plus utiles aux astronomes pour déterminer les distances galactiques.
Les variations régulières de luminosité et la relation fixe entre luminosité et durée de cycle ont été découvertes par l’astronome Henrietta Leavitt en 1908 alors qu’elle étudiait ces étoiles dans le Petit Nuage de Magellan, une petite galaxie proche de la nôtre. Le terme variables céphéides vient d’une des étoiles étudiées par Leavitt, appelée delta Cephei. Puisqu’il était possible de déterminer la luminosité réelle d’une variable céphéide à partir de sa période, il était également possible de déterminer sa distance à partir du fait que la quantité de lumière atteignant la Terre est inversement proportionnelle à la distance à la source. Ces objets dont la luminosité est connue sont appelés bougies standard.
La comparaison des résultats de ces calculs pour les variables céphéides au sein de notre propre galaxie avec les distances calculées par parallaxe a confirmé que la méthode fonctionnait. Les céphéides de type I sont jusqu’à 100,000 13 fois plus lumineuses que le Soleil. Cela signifie qu’ils peuvent être détectés, par des télescopes basés sur la Terre, dans d’autres galaxies jusqu’à environ 56 millions d’années-lumière. Le télescope spatial Hubble a pu détecter ces étoiles à une distance de 20 millions d’années-lumière. Les variables des céphéides ont confirmé, au début du XNUMXe siècle, que l’univers s’étendait bien au-delà de notre propre galaxie, qui n’était qu’une parmi tant d’autres.
Ces étoiles ont également fourni la première preuve solide que l’univers est en expansion. En 1929, Edwin Hubble a comparé les mesures des distances à un certain nombre de galaxies, obtenues à l’aide de variables céphéides, et des mesures de décalage vers le rouge, qui indiquaient à quelle vitesse elles s’éloignaient de nous. Les résultats ont montré que les vitesses auxquelles les galaxies reculaient étaient proportionnelles à leur distance, et ont conduit à la formulation de la loi de Hubble.