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Le Mystère de l’Etoile Pulsante Résolu
Ces nouveaux résultats d'une équipe dirigée par Grzegorz Pietrzyński (Universidad de Concepción, au Chili, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Pologne) paraitront dans l’édition du 25 novembre 2010 de la revue Nature.
 © ESO/L. Calçada
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En découvrant la première étoile double dans laquelle une étoile variable de type céphéide et une autre étoile passent alternativement l’une devant l’autre, une équipe internationale d'astronomes a résolu un mystère vieux de plusieurs décennies. L'alignement rare des orbites des deux étoiles dans ce système d'étoile double a permis une mesure de la masse de la céphéide avec une précision inégalée. Jusqu'à présent, les astronomes avaient deux théories incompatibles pour l’estimation de la masse des céphéides. Le nouveau résultat montre que le calcul provenant de la théorie des pulsations stellaires a visé juste, alors que celui provenant de la théorie de l'évolution stellaire se révèle en contradiction avec ces nouvelles observations.
Grzegorz Pietrzyński présente ce résultat remarquable: «En utilisant l'instrument HARPS sur le télescope de 3,6 mètres à l'Observatoire La Silla de l'ESO au Chili, ainsi que d'autres télescopes, nous avons mesuré la masse d'une céphéide avec une précision beaucoup plus grande que toutes les estimations antérieures. Ce nouveau résultat nous permet de voir immédiatement laquelle des deux théories concurrentes utilisées pour estimer la masse des céphéides est correcte. »
Les étoiles variables de type céphéide classique, généralement appelées simplement céphéides, sont des étoiles instables qui sont plus grandes et beaucoup plus lumineuses que le Soleil [1]. Elles se dilatent et se contractent de façon périodique, avec un cycle complet qui dure entre quelques jours et plusieurs mois. La durée nécessaire pour que la brillance de l’étoile augmente puis décline est plus longue pour les étoiles les plus lumineuses et plus courte pour les étoiles à plus faible luminosité. Grâce à cette relation remarquablement précise, l'étude des céphéides est l'un des moyens les plus efficaces pour mesurer les distances des galaxies proches et de là, définir l'échelle des distances de tout l'Univers [2].
Malheureusement, malgré leur importance, on ne comprend pas tout des céphéides. Les calculs de leur masse, dérivés de la théorie des étoiles pulsantes, donnent des valeurs de 20 à 30% inférieures aux calculs provenant de la théorie de l'évolution stellaire. Cet écart embarrassant est connu depuis les années 1960.
Pour résoudre ce mystère, les astronomes avaient besoin de trouver une étoile double contenant une céphéide et dont l'orbite pouvait être vue par la tranche depuis la Terre. Dans ces cas, connus sous le nom de binaires à éclipses, la luminosité des deux étoiles faiblit lorsqu’une des deux composantes passe devant l'autre et à nouveau quand elle passe derrière l'autre. En observant de telles paires, les astronomes peuvent déterminer les masses des étoiles avec une grande précision [3]. Malheureusement, ni les céphéides, ni les binaires à éclipses ne sont assez fréquentes, de sorte que la chance de trouver une telle paire inhabituelle semble très faible. Aucune n'est connue dans la Voie Lactée.
Wolfgang Gieren, un autre membre de l'équipe, reprend le récit: «Très récemment, nous avons effectivement trouvé le système d’étoiles doubles que nous espérions parmi les étoiles du Grand Nuage de Magellan. Il contient une étoile variable de type céphéide avec des pulsations tous les 3,8 jours. L'autre étoile est légèrement plus grande et plus froide et ces deux étoiles parcourent leur orbite l’une autour de l’autre en 310 jours. La vraie nature binaire de l'objet a été immédiatement confirmée quand nous l'avons observé avec le spectrographe HARPS à La Silla. »
Les observateurs ont soigneusement mesuré les variations de luminosité de cet objet rare, connu sous le nom de OGLE-LMC-CEP0227 [4], au cours de l’orbite de ces deux étoiles et pendant qu’elles passaient l’une devant l’autre. Ils ont également utilisé HARPS et d’autres spectrographes pour mesurer les mouvements de rapprochement et d’éloignement des étoiles par rapport à la Terre. Ils ont mesuré à la fois le mouvement orbital de deux étoiles et le mouvement de va-et-vient de la surface de la céphéide lorsqu’elle se dilate et se contracte.
Ces données très complètes et détaillées ont permis aux observateurs de déterminer le mouvement orbital, les tailles et les masses des deux étoiles avec une précision très élevée - dépassant de loin ce qui avait été fait avant pour une céphéide. La masse de la céphéide est maintenant connue avec environ 1% d’erreur et sa valeur s'accorde exactement avec les valeurs calculées par la théorie des pulsations stellaires. Toutefois, il a été démontré que la plus grande masse estimée par la théorie de l'évolution stellaire était largement erronée.
L'estimation largement améliorée de la masse est seulement un des résultats de ce travail et l'équipe espère trouver d'autres exemples de ces paires d'étoiles remarquablement utiles afin d’étendre l’application de cette méthode. En utilisant des systèmes binaires similaires, ils pensent être en mesure de déduire un jour la distance par rapport à la Terre du Grand Nuage de Magellan avec une erreur de 1%, ce qui amènerait une amélioration très importante de l'échelle des distances cosmiques.
Notes
[1] Les premières variables de type céphéide ont été repérées au 18e siècle et les variations des plus brillantes d’entre elles peuvent être observées à l’œil nu. Elles tirent leur nom de l'étoile Delta Cephei dans la constellation de Céphée (le roi d'Ethiopie dans la mythologie grecque), dont les variations ont été vues pour la première fois par John Goodricke en Angleterre en 1784. Notons aussi que Goodricke a également été le premier à expliquer les variations de lumière d'un autre type d'étoiles variables, les binaires à éclipses. Dans ce cas, deux étoiles sont en orbite l’une autour de l'autre, chacune passant devant l’autre pendant une partie de leurs orbites, faisant ainsi baisser la luminosité totale de la paire. L'objet très rare étudié par cette équipe est à la fois une céphéide et une binaire à éclipse. Les céphéides classiques sont des étoiles massives, qui se distinguent des étoiles pulsantes similaires de faible masse en ne partageant pas la même histoire évolutive.
[2] La relation période luminosité pour les céphéides, découverte par Henrietta Leavitt en 1908, a été utilisée par Edwin Hubble pour faire les premières estimations de distance pour ce que nous savons maintenant être des galaxies. Plus récemment, les céphéides ont été observées avec le télescope spatial Hubble et le VLT de l'ESO à Paranal pour faire des estimations très précises de distance pour de nombreuses galaxies proches.
[3] En particulier, les astronomes peuvent déterminer les masses des étoiles avec une grande précision s’il se trouve que les deux étoiles ont des luminosités similaires et donc que les raies spectrales appartenant à chacune d’elles peuvent être observées dans le spectre commun des deux étoiles observées ensemble, comme c'est le cas pour cet objet.
[4] Le nom de OGLE-LMC-CEP0227 provient du fait que la variabilité de l’étoile a été découverte pour la première fois lors des recherches OGLE de microlentille gravitationnelle.
Source: ESO
Les étoiles variables de type céphéide classique, généralement appelées simplement céphéides, sont des étoiles instables qui sont plus grandes et beaucoup plus lumineuses que le Soleil [1]. Elles se dilatent et se contractent de façon périodique, avec un cycle complet qui dure entre quelques jours et plusieurs mois. La durée nécessaire pour que la brillance de l’étoile augmente puis décline est plus longue pour les étoiles les plus lumineuses et plus courte pour les étoiles à plus faible luminosité. Grâce à cette relation remarquablement précise, l'étude des céphéides est l'un des moyens les plus efficaces pour mesurer les distances des galaxies proches et de là, définir l'échelle des distances de tout l'Univers [2].
Malheureusement, malgré leur importance, on ne comprend pas tout des céphéides. Les calculs de leur masse, dérivés de la théorie des étoiles pulsantes, donnent des valeurs de 20 à 30% inférieures aux calculs provenant de la théorie de l'évolution stellaire. Cet écart embarrassant est connu depuis les années 1960.
Pour résoudre ce mystère, les astronomes avaient besoin de trouver une étoile double contenant une céphéide et dont l'orbite pouvait être vue par la tranche depuis la Terre. Dans ces cas, connus sous le nom de binaires à éclipses, la luminosité des deux étoiles faiblit lorsqu’une des deux composantes passe devant l'autre et à nouveau quand elle passe derrière l'autre. En observant de telles paires, les astronomes peuvent déterminer les masses des étoiles avec une grande précision [3]. Malheureusement, ni les céphéides, ni les binaires à éclipses ne sont assez fréquentes, de sorte que la chance de trouver une telle paire inhabituelle semble très faible. Aucune n'est connue dans la Voie Lactée.
Wolfgang Gieren, un autre membre de l'équipe, reprend le récit: «Très récemment, nous avons effectivement trouvé le système d’étoiles doubles que nous espérions parmi les étoiles du Grand Nuage de Magellan. Il contient une étoile variable de type céphéide avec des pulsations tous les 3,8 jours. L'autre étoile est légèrement plus grande et plus froide et ces deux étoiles parcourent leur orbite l’une autour de l’autre en 310 jours. La vraie nature binaire de l'objet a été immédiatement confirmée quand nous l'avons observé avec le spectrographe HARPS à La Silla. »
Les observateurs ont soigneusement mesuré les variations de luminosité de cet objet rare, connu sous le nom de OGLE-LMC-CEP0227 [4], au cours de l’orbite de ces deux étoiles et pendant qu’elles passaient l’une devant l’autre. Ils ont également utilisé HARPS et d’autres spectrographes pour mesurer les mouvements de rapprochement et d’éloignement des étoiles par rapport à la Terre. Ils ont mesuré à la fois le mouvement orbital de deux étoiles et le mouvement de va-et-vient de la surface de la céphéide lorsqu’elle se dilate et se contracte.
Ces données très complètes et détaillées ont permis aux observateurs de déterminer le mouvement orbital, les tailles et les masses des deux étoiles avec une précision très élevée - dépassant de loin ce qui avait été fait avant pour une céphéide. La masse de la céphéide est maintenant connue avec environ 1% d’erreur et sa valeur s'accorde exactement avec les valeurs calculées par la théorie des pulsations stellaires. Toutefois, il a été démontré que la plus grande masse estimée par la théorie de l'évolution stellaire était largement erronée.
L'estimation largement améliorée de la masse est seulement un des résultats de ce travail et l'équipe espère trouver d'autres exemples de ces paires d'étoiles remarquablement utiles afin d’étendre l’application de cette méthode. En utilisant des systèmes binaires similaires, ils pensent être en mesure de déduire un jour la distance par rapport à la Terre du Grand Nuage de Magellan avec une erreur de 1%, ce qui amènerait une amélioration très importante de l'échelle des distances cosmiques.
Notes
[1] Les premières variables de type céphéide ont été repérées au 18e siècle et les variations des plus brillantes d’entre elles peuvent être observées à l’œil nu. Elles tirent leur nom de l'étoile Delta Cephei dans la constellation de Céphée (le roi d'Ethiopie dans la mythologie grecque), dont les variations ont été vues pour la première fois par John Goodricke en Angleterre en 1784. Notons aussi que Goodricke a également été le premier à expliquer les variations de lumière d'un autre type d'étoiles variables, les binaires à éclipses. Dans ce cas, deux étoiles sont en orbite l’une autour de l'autre, chacune passant devant l’autre pendant une partie de leurs orbites, faisant ainsi baisser la luminosité totale de la paire. L'objet très rare étudié par cette équipe est à la fois une céphéide et une binaire à éclipse. Les céphéides classiques sont des étoiles massives, qui se distinguent des étoiles pulsantes similaires de faible masse en ne partageant pas la même histoire évolutive.
[2] La relation période luminosité pour les céphéides, découverte par Henrietta Leavitt en 1908, a été utilisée par Edwin Hubble pour faire les premières estimations de distance pour ce que nous savons maintenant être des galaxies. Plus récemment, les céphéides ont été observées avec le télescope spatial Hubble et le VLT de l'ESO à Paranal pour faire des estimations très précises de distance pour de nombreuses galaxies proches.
[3] En particulier, les astronomes peuvent déterminer les masses des étoiles avec une grande précision s’il se trouve que les deux étoiles ont des luminosités similaires et donc que les raies spectrales appartenant à chacune d’elles peuvent être observées dans le spectre commun des deux étoiles observées ensemble, comme c'est le cas pour cet objet.
[4] Le nom de OGLE-LMC-CEP0227 provient du fait que la variabilité de l’étoile a été découverte pour la première fois lors des recherches OGLE de microlentille gravitationnelle.
Source: ESO
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Le Mystère de l’Etoile Pulsante Résolu
Ces nouveaux résultats d'une équipe dirigée par Grzegorz Pietrzyński (Universidad de Concepción, au Chili, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Pologne) paraitront dans l’édition du 25 novembre 2010 de la revue Nature.
© ESO/L. Calçada
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En découvrant la première étoile double dans laquelle une étoile variable de type céphéide et une autre étoile passent alternativement l’une devant l’autre, une équipe internationale d'astronomes a résolu un mystère vieux de plusieurs décennies. L'alignement rare des orbites des deux étoiles dans ce système d'étoile double a permis une mesure de la masse de la céphéide avec une précision inégalée. Jusqu'à présent, les astronomes avaient deux théories incompatibles pour l’estimation de la masse des céphéides. Le nouveau résultat montre que le calcul provenant de la théorie des pulsations stellaires a visé juste, alors que celui provenant de la théorie de l'évolution stellaire se révèle en contradiction avec ces nouvelles observations.
Grzegorz Pietrzyński présente ce résultat remarquable: «En utilisant l'instrument HARPS sur le télescope de 3,6 mètres à l'Observatoire La Silla de l'ESO au Chili, ainsi que d'autres télescopes, nous avons mesuré la masse d'une céphéide avec une précision beaucoup plus grande que toutes les estimations antérieures. Ce nouveau résultat nous permet de voir immédiatement laquelle des deux théories concurrentes utilisées pour estimer la masse des céphéides est correcte. »
Les étoiles variables de type céphéide classique, généralement appelées simplement céphéides, sont des étoiles instables qui sont plus grandes et beaucoup plus lumineuses que le Soleil [1]. Elles se dilatent et se contractent de façon périodique, avec un cycle complet qui dure entre quelques jours et plusieurs mois. La durée nécessaire pour que la brillance de l’étoile augmente puis décline est plus longue pour les étoiles les plus lumineuses et plus courte pour les étoiles à plus faible luminosité. Grâce à cette relation remarquablement précise, l'étude des céphéides est l'un des moyens les plus efficaces pour mesurer les distances des galaxies proches et de là, définir l'échelle des distances de tout l'Univers [2].
Malheureusement, malgré leur importance, on ne comprend pas tout des céphéides. Les calculs de leur masse, dérivés de la théorie des étoiles pulsantes, donnent des valeurs de 20 à 30% inférieures aux calculs provenant de la théorie de l'évolution stellaire. Cet écart embarrassant est connu depuis les années 1960.
Pour résoudre ce mystère, les astronomes avaient besoin de trouver une étoile double contenant une céphéide et dont l'orbite pouvait être vue par la tranche depuis la Terre. Dans ces cas, connus sous le nom de binaires à éclipses, la luminosité des deux étoiles faiblit lorsqu’une des deux composantes passe devant l'autre et à nouveau quand elle passe derrière l'autre. En observant de telles paires, les astronomes peuvent déterminer les masses des étoiles avec une grande précision [3]. Malheureusement, ni les céphéides, ni les binaires à éclipses ne sont assez fréquentes, de sorte que la chance de trouver une telle paire inhabituelle semble très faible. Aucune n'est connue dans la Voie Lactée.
Wolfgang Gieren, un autre membre de l'équipe, reprend le récit: «Très récemment, nous avons effectivement trouvé le système d’étoiles doubles que nous espérions parmi les étoiles du Grand Nuage de Magellan. Il contient une étoile variable de type céphéide avec des pulsations tous les 3,8 jours. L'autre étoile est légèrement plus grande et plus froide et ces deux étoiles parcourent leur orbite l’une autour de l’autre en 310 jours. La vraie nature binaire de l'objet a été immédiatement confirmée quand nous l'avons observé avec le spectrographe HARPS à La Silla. »
Les observateurs ont soigneusement mesuré les variations de luminosité de cet objet rare, connu sous le nom de OGLE-LMC-CEP0227 [4], au cours de l’orbite de ces deux étoiles et pendant qu’elles passaient l’une devant l’autre. Ils ont également utilisé HARPS et d’autres spectrographes pour mesurer les mouvements de rapprochement et d’éloignement des étoiles par rapport à la Terre. Ils ont mesuré à la fois le mouvement orbital de deux étoiles et le mouvement de va-et-vient de la surface de la céphéide lorsqu’elle se dilate et se contracte.
Ces données très complètes et détaillées ont permis aux observateurs de déterminer le mouvement orbital, les tailles et les masses des deux étoiles avec une précision très élevée - dépassant de loin ce qui avait été fait avant pour une céphéide. La masse de la céphéide est maintenant connue avec environ 1% d’erreur et sa valeur s'accorde exactement avec les valeurs calculées par la théorie des pulsations stellaires. Toutefois, il a été démontré que la plus grande masse estimée par la théorie de l'évolution stellaire était largement erronée.
L'estimation largement améliorée de la masse est seulement un des résultats de ce travail et l'équipe espère trouver d'autres exemples de ces paires d'étoiles remarquablement utiles afin d’étendre l’application de cette méthode. En utilisant des systèmes binaires similaires, ils pensent être en mesure de déduire un jour la distance par rapport à la Terre du Grand Nuage de Magellan avec une erreur de 1%, ce qui amènerait une amélioration très importante de l'échelle des distances cosmiques.
Notes
[1] Les premières variables de type céphéide ont été repérées au 18e siècle et les variations des plus brillantes d’entre elles peuvent être observées à l’œil nu. Elles tirent leur nom de l'étoile Delta Cephei dans la constellation de Céphée (le roi d'Ethiopie dans la mythologie grecque), dont les variations ont été vues pour la première fois par John Goodricke en Angleterre en 1784. Notons aussi que Goodricke a également été le premier à expliquer les variations de lumière d'un autre type d'étoiles variables, les binaires à éclipses. Dans ce cas, deux étoiles sont en orbite l’une autour de l'autre, chacune passant devant l’autre pendant une partie de leurs orbites, faisant ainsi baisser la luminosité totale de la paire. L'objet très rare étudié par cette équipe est à la fois une céphéide et une binaire à éclipse. Les céphéides classiques sont des étoiles massives, qui se distinguent des étoiles pulsantes similaires de faible masse en ne partageant pas la même histoire évolutive.
[2] La relation période luminosité pour les céphéides, découverte par Henrietta Leavitt en 1908, a été utilisée par Edwin Hubble pour faire les premières estimations de distance pour ce que nous savons maintenant être des galaxies. Plus récemment, les céphéides ont été observées avec le télescope spatial Hubble et le VLT de l'ESO à Paranal pour faire des estimations très précises de distance pour de nombreuses galaxies proches.
[3] En particulier, les astronomes peuvent déterminer les masses des étoiles avec une grande précision s’il se trouve que les deux étoiles ont des luminosités similaires et donc que les raies spectrales appartenant à chacune d’elles peuvent être observées dans le spectre commun des deux étoiles observées ensemble, comme c'est le cas pour cet objet.
[4] Le nom de OGLE-LMC-CEP0227 provient du fait que la variabilité de l’étoile a été découverte pour la première fois lors des recherches OGLE de microlentille gravitationnelle.
Source: ESO
Les étoiles variables de type céphéide classique, généralement appelées simplement céphéides, sont des étoiles instables qui sont plus grandes et beaucoup plus lumineuses que le Soleil [1]. Elles se dilatent et se contractent de façon périodique, avec un cycle complet qui dure entre quelques jours et plusieurs mois. La durée nécessaire pour que la brillance de l’étoile augmente puis décline est plus longue pour les étoiles les plus lumineuses et plus courte pour les étoiles à plus faible luminosité. Grâce à cette relation remarquablement précise, l'étude des céphéides est l'un des moyens les plus efficaces pour mesurer les distances des galaxies proches et de là, définir l'échelle des distances de tout l'Univers [2].
Malheureusement, malgré leur importance, on ne comprend pas tout des céphéides. Les calculs de leur masse, dérivés de la théorie des étoiles pulsantes, donnent des valeurs de 20 à 30% inférieures aux calculs provenant de la théorie de l'évolution stellaire. Cet écart embarrassant est connu depuis les années 1960.
Pour résoudre ce mystère, les astronomes avaient besoin de trouver une étoile double contenant une céphéide et dont l'orbite pouvait être vue par la tranche depuis la Terre. Dans ces cas, connus sous le nom de binaires à éclipses, la luminosité des deux étoiles faiblit lorsqu’une des deux composantes passe devant l'autre et à nouveau quand elle passe derrière l'autre. En observant de telles paires, les astronomes peuvent déterminer les masses des étoiles avec une grande précision [3]. Malheureusement, ni les céphéides, ni les binaires à éclipses ne sont assez fréquentes, de sorte que la chance de trouver une telle paire inhabituelle semble très faible. Aucune n'est connue dans la Voie Lactée.
Wolfgang Gieren, un autre membre de l'équipe, reprend le récit: «Très récemment, nous avons effectivement trouvé le système d’étoiles doubles que nous espérions parmi les étoiles du Grand Nuage de Magellan. Il contient une étoile variable de type céphéide avec des pulsations tous les 3,8 jours. L'autre étoile est légèrement plus grande et plus froide et ces deux étoiles parcourent leur orbite l’une autour de l’autre en 310 jours. La vraie nature binaire de l'objet a été immédiatement confirmée quand nous l'avons observé avec le spectrographe HARPS à La Silla. »
Les observateurs ont soigneusement mesuré les variations de luminosité de cet objet rare, connu sous le nom de OGLE-LMC-CEP0227 [4], au cours de l’orbite de ces deux étoiles et pendant qu’elles passaient l’une devant l’autre. Ils ont également utilisé HARPS et d’autres spectrographes pour mesurer les mouvements de rapprochement et d’éloignement des étoiles par rapport à la Terre. Ils ont mesuré à la fois le mouvement orbital de deux étoiles et le mouvement de va-et-vient de la surface de la céphéide lorsqu’elle se dilate et se contracte.
Ces données très complètes et détaillées ont permis aux observateurs de déterminer le mouvement orbital, les tailles et les masses des deux étoiles avec une précision très élevée - dépassant de loin ce qui avait été fait avant pour une céphéide. La masse de la céphéide est maintenant connue avec environ 1% d’erreur et sa valeur s'accorde exactement avec les valeurs calculées par la théorie des pulsations stellaires. Toutefois, il a été démontré que la plus grande masse estimée par la théorie de l'évolution stellaire était largement erronée.
L'estimation largement améliorée de la masse est seulement un des résultats de ce travail et l'équipe espère trouver d'autres exemples de ces paires d'étoiles remarquablement utiles afin d’étendre l’application de cette méthode. En utilisant des systèmes binaires similaires, ils pensent être en mesure de déduire un jour la distance par rapport à la Terre du Grand Nuage de Magellan avec une erreur de 1%, ce qui amènerait une amélioration très importante de l'échelle des distances cosmiques.
Notes
[1] Les premières variables de type céphéide ont été repérées au 18e siècle et les variations des plus brillantes d’entre elles peuvent être observées à l’œil nu. Elles tirent leur nom de l'étoile Delta Cephei dans la constellation de Céphée (le roi d'Ethiopie dans la mythologie grecque), dont les variations ont été vues pour la première fois par John Goodricke en Angleterre en 1784. Notons aussi que Goodricke a également été le premier à expliquer les variations de lumière d'un autre type d'étoiles variables, les binaires à éclipses. Dans ce cas, deux étoiles sont en orbite l’une autour de l'autre, chacune passant devant l’autre pendant une partie de leurs orbites, faisant ainsi baisser la luminosité totale de la paire. L'objet très rare étudié par cette équipe est à la fois une céphéide et une binaire à éclipse. Les céphéides classiques sont des étoiles massives, qui se distinguent des étoiles pulsantes similaires de faible masse en ne partageant pas la même histoire évolutive.
[2] La relation période luminosité pour les céphéides, découverte par Henrietta Leavitt en 1908, a été utilisée par Edwin Hubble pour faire les premières estimations de distance pour ce que nous savons maintenant être des galaxies. Plus récemment, les céphéides ont été observées avec le télescope spatial Hubble et le VLT de l'ESO à Paranal pour faire des estimations très précises de distance pour de nombreuses galaxies proches.
[3] En particulier, les astronomes peuvent déterminer les masses des étoiles avec une grande précision s’il se trouve que les deux étoiles ont des luminosités similaires et donc que les raies spectrales appartenant à chacune d’elles peuvent être observées dans le spectre commun des deux étoiles observées ensemble, comme c'est le cas pour cet objet.
[4] Le nom de OGLE-LMC-CEP0227 provient du fait que la variabilité de l’étoile a été découverte pour la première fois lors des recherches OGLE de microlentille gravitationnelle.
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Ces nouveaux résultats d'une équipe dirigée par Grzegorz Pietrzyński (Universidad de Concepción, au Chili, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Pologne) paraitront dans l’édition du 25 novembre 2010 de la revue Nature.
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En découvrant la première étoile double dans laquelle une étoile variable de type céphéide et une autre étoile passent alternativement l’une devant l’autre, une équipe internationale d'astronomes a résolu un mystère vieux de plusieurs décennies. L'alignement rare des orbites des deux étoiles dans ce système d'étoile double a permis une mesure de la masse de la céphéide avec une précision inégalée. Jusqu'à présent, les astronomes avaient deux théories incompatibles pour l’estimation de la masse des céphéides. Le nouveau résultat montre que le calcul provenant de la théorie des pulsations stellaires a visé juste, alors que celui provenant de la théorie de l'évolution stellaire se révèle en contradiction avec ces nouvelles observations.
Grzegorz Pietrzyński présente ce résultat remarquable: «En utilisant l'instrument HARPS sur le télescope de 3,6 mètres à l'Observatoire La Silla de l'ESO au Chili, ainsi que d'autres télescopes, nous avons mesuré la masse d'une céphéide avec une précision beaucoup plus grande que toutes les estimations antérieures. Ce nouveau résultat nous permet de voir immédiatement laquelle des deux théories concurrentes utilisées pour estimer la masse des céphéides est correcte. »
Les étoiles variables de type céphéide classique, généralement appelées simplement céphéides, sont des étoiles instables qui sont plus grandes et beaucoup plus lumineuses que le Soleil [1]. Elles se dilatent et se contractent de façon périodique, avec un cycle complet qui dure entre quelques jours et plusieurs mois. La durée nécessaire pour que la brillance de l’étoile augmente puis décline est plus longue pour les étoiles les plus lumineuses et plus courte pour les étoiles à plus faible luminosité. Grâce à cette relation remarquablement précise, l'étude des céphéides est l'un des moyens les plus efficaces pour mesurer les distances des galaxies proches et de là, définir l'échelle des distances de tout l'Univers [2].
Malheureusement, malgré leur importance, on ne comprend pas tout des céphéides. Les calculs de leur masse, dérivés de la théorie des étoiles pulsantes, donnent des valeurs de 20 à 30% inférieures aux calculs provenant de la théorie de l'évolution stellaire. Cet écart embarrassant est connu depuis les années 1960.
Pour résoudre ce mystère, les astronomes avaient besoin de trouver une étoile double contenant une céphéide et dont l'orbite pouvait être vue par la tranche depuis la Terre. Dans ces cas, connus sous le nom de binaires à éclipses, la luminosité des deux étoiles faiblit lorsqu’une des deux composantes passe devant l'autre et à nouveau quand elle passe derrière l'autre. En observant de telles paires, les astronomes peuvent déterminer les masses des étoiles avec une grande précision [3]. Malheureusement, ni les céphéides, ni les binaires à éclipses ne sont assez fréquentes, de sorte que la chance de trouver une telle paire inhabituelle semble très faible. Aucune n'est connue dans la Voie Lactée.
Wolfgang Gieren, un autre membre de l'équipe, reprend le récit: «Très récemment, nous avons effectivement trouvé le système d’étoiles doubles que nous espérions parmi les étoiles du Grand Nuage de Magellan. Il contient une étoile variable de type céphéide avec des pulsations tous les 3,8 jours. L'autre étoile est légèrement plus grande et plus froide et ces deux étoiles parcourent leur orbite l’une autour de l’autre en 310 jours. La vraie nature binaire de l'objet a été immédiatement confirmée quand nous l'avons observé avec le spectrographe HARPS à La Silla. »
Les observateurs ont soigneusement mesuré les variations de luminosité de cet objet rare, connu sous le nom de OGLE-LMC-CEP0227 [4], au cours de l’orbite de ces deux étoiles et pendant qu’elles passaient l’une devant l’autre. Ils ont également utilisé HARPS et d’autres spectrographes pour mesurer les mouvements de rapprochement et d’éloignement des étoiles par rapport à la Terre. Ils ont mesuré à la fois le mouvement orbital de deux étoiles et le mouvement de va-et-vient de la surface de la céphéide lorsqu’elle se dilate et se contracte.
Ces données très complètes et détaillées ont permis aux observateurs de déterminer le mouvement orbital, les tailles et les masses des deux étoiles avec une précision très élevée - dépassant de loin ce qui avait été fait avant pour une céphéide. La masse de la céphéide est maintenant connue avec environ 1% d’erreur et sa valeur s'accorde exactement avec les valeurs calculées par la théorie des pulsations stellaires. Toutefois, il a été démontré que la plus grande masse estimée par la théorie de l'évolution stellaire était largement erronée.
L'estimation largement améliorée de la masse est seulement un des résultats de ce travail et l'équipe espère trouver d'autres exemples de ces paires d'étoiles remarquablement utiles afin d’étendre l’application de cette méthode. En utilisant des systèmes binaires similaires, ils pensent être en mesure de déduire un jour la distance par rapport à la Terre du Grand Nuage de Magellan avec une erreur de 1%, ce qui amènerait une amélioration très importante de l'échelle des distances cosmiques.
Notes
[1] Les premières variables de type céphéide ont été repérées au 18e siècle et les variations des plus brillantes d’entre elles peuvent être observées à l’œil nu. Elles tirent leur nom de l'étoile Delta Cephei dans la constellation de Céphée (le roi d'Ethiopie dans la mythologie grecque), dont les variations ont été vues pour la première fois par John Goodricke en Angleterre en 1784. Notons aussi que Goodricke a également été le premier à expliquer les variations de lumière d'un autre type d'étoiles variables, les binaires à éclipses. Dans ce cas, deux étoiles sont en orbite l’une autour de l'autre, chacune passant devant l’autre pendant une partie de leurs orbites, faisant ainsi baisser la luminosité totale de la paire. L'objet très rare étudié par cette équipe est à la fois une céphéide et une binaire à éclipse. Les céphéides classiques sont des étoiles massives, qui se distinguent des étoiles pulsantes similaires de faible masse en ne partageant pas la même histoire évolutive.
[2] La relation période luminosité pour les céphéides, découverte par Henrietta Leavitt en 1908, a été utilisée par Edwin Hubble pour faire les premières estimations de distance pour ce que nous savons maintenant être des galaxies. Plus récemment, les céphéides ont été observées avec le télescope spatial Hubble et le VLT de l'ESO à Paranal pour faire des estimations très précises de distance pour de nombreuses galaxies proches.
[3] En particulier, les astronomes peuvent déterminer les masses des étoiles avec une grande précision s’il se trouve que les deux étoiles ont des luminosités similaires et donc que les raies spectrales appartenant à chacune d’elles peuvent être observées dans le spectre commun des deux étoiles observées ensemble, comme c'est le cas pour cet objet.
[4] Le nom de OGLE-LMC-CEP0227 provient du fait que la variabilité de l’étoile a été découverte pour la première fois lors des recherches OGLE de microlentille gravitationnelle.
Source: ESO
Les étoiles variables de type céphéide classique, généralement appelées simplement céphéides, sont des étoiles instables qui sont plus grandes et beaucoup plus lumineuses que le Soleil [1]. Elles se dilatent et se contractent de façon périodique, avec un cycle complet qui dure entre quelques jours et plusieurs mois. La durée nécessaire pour que la brillance de l’étoile augmente puis décline est plus longue pour les étoiles les plus lumineuses et plus courte pour les étoiles à plus faible luminosité. Grâce à cette relation remarquablement précise, l'étude des céphéides est l'un des moyens les plus efficaces pour mesurer les distances des galaxies proches et de là, définir l'échelle des distances de tout l'Univers [2].
Malheureusement, malgré leur importance, on ne comprend pas tout des céphéides. Les calculs de leur masse, dérivés de la théorie des étoiles pulsantes, donnent des valeurs de 20 à 30% inférieures aux calculs provenant de la théorie de l'évolution stellaire. Cet écart embarrassant est connu depuis les années 1960.
Pour résoudre ce mystère, les astronomes avaient besoin de trouver une étoile double contenant une céphéide et dont l'orbite pouvait être vue par la tranche depuis la Terre. Dans ces cas, connus sous le nom de binaires à éclipses, la luminosité des deux étoiles faiblit lorsqu’une des deux composantes passe devant l'autre et à nouveau quand elle passe derrière l'autre. En observant de telles paires, les astronomes peuvent déterminer les masses des étoiles avec une grande précision [3]. Malheureusement, ni les céphéides, ni les binaires à éclipses ne sont assez fréquentes, de sorte que la chance de trouver une telle paire inhabituelle semble très faible. Aucune n'est connue dans la Voie Lactée.
Wolfgang Gieren, un autre membre de l'équipe, reprend le récit: «Très récemment, nous avons effectivement trouvé le système d’étoiles doubles que nous espérions parmi les étoiles du Grand Nuage de Magellan. Il contient une étoile variable de type céphéide avec des pulsations tous les 3,8 jours. L'autre étoile est légèrement plus grande et plus froide et ces deux étoiles parcourent leur orbite l’une autour de l’autre en 310 jours. La vraie nature binaire de l'objet a été immédiatement confirmée quand nous l'avons observé avec le spectrographe HARPS à La Silla. »
Les observateurs ont soigneusement mesuré les variations de luminosité de cet objet rare, connu sous le nom de OGLE-LMC-CEP0227 [4], au cours de l’orbite de ces deux étoiles et pendant qu’elles passaient l’une devant l’autre. Ils ont également utilisé HARPS et d’autres spectrographes pour mesurer les mouvements de rapprochement et d’éloignement des étoiles par rapport à la Terre. Ils ont mesuré à la fois le mouvement orbital de deux étoiles et le mouvement de va-et-vient de la surface de la céphéide lorsqu’elle se dilate et se contracte.
Ces données très complètes et détaillées ont permis aux observateurs de déterminer le mouvement orbital, les tailles et les masses des deux étoiles avec une précision très élevée - dépassant de loin ce qui avait été fait avant pour une céphéide. La masse de la céphéide est maintenant connue avec environ 1% d’erreur et sa valeur s'accorde exactement avec les valeurs calculées par la théorie des pulsations stellaires. Toutefois, il a été démontré que la plus grande masse estimée par la théorie de l'évolution stellaire était largement erronée.
L'estimation largement améliorée de la masse est seulement un des résultats de ce travail et l'équipe espère trouver d'autres exemples de ces paires d'étoiles remarquablement utiles afin d’étendre l’application de cette méthode. En utilisant des systèmes binaires similaires, ils pensent être en mesure de déduire un jour la distance par rapport à la Terre du Grand Nuage de Magellan avec une erreur de 1%, ce qui amènerait une amélioration très importante de l'échelle des distances cosmiques.
Notes
[1] Les premières variables de type céphéide ont été repérées au 18e siècle et les variations des plus brillantes d’entre elles peuvent être observées à l’œil nu. Elles tirent leur nom de l'étoile Delta Cephei dans la constellation de Céphée (le roi d'Ethiopie dans la mythologie grecque), dont les variations ont été vues pour la première fois par John Goodricke en Angleterre en 1784. Notons aussi que Goodricke a également été le premier à expliquer les variations de lumière d'un autre type d'étoiles variables, les binaires à éclipses. Dans ce cas, deux étoiles sont en orbite l’une autour de l'autre, chacune passant devant l’autre pendant une partie de leurs orbites, faisant ainsi baisser la luminosité totale de la paire. L'objet très rare étudié par cette équipe est à la fois une céphéide et une binaire à éclipse. Les céphéides classiques sont des étoiles massives, qui se distinguent des étoiles pulsantes similaires de faible masse en ne partageant pas la même histoire évolutive.
[2] La relation période luminosité pour les céphéides, découverte par Henrietta Leavitt en 1908, a été utilisée par Edwin Hubble pour faire les premières estimations de distance pour ce que nous savons maintenant être des galaxies. Plus récemment, les céphéides ont été observées avec le télescope spatial Hubble et le VLT de l'ESO à Paranal pour faire des estimations très précises de distance pour de nombreuses galaxies proches.
[3] En particulier, les astronomes peuvent déterminer les masses des étoiles avec une grande précision s’il se trouve que les deux étoiles ont des luminosités similaires et donc que les raies spectrales appartenant à chacune d’elles peuvent être observées dans le spectre commun des deux étoiles observées ensemble, comme c'est le cas pour cet objet.
[4] Le nom de OGLE-LMC-CEP0227 provient du fait que la variabilité de l’étoile a été découverte pour la première fois lors des recherches OGLE de microlentille gravitationnelle.
Source: ESO
