En observant les céphéides l'astronome Henrietta Swan Leavitt (1912) a découvert une méthode de calcul de leurs distances par rapport à la Terre. Hubble a pu en déduire certaines caractéristiques relatives à l'expansion de l'Univers.
Pourquoi ne pas se plonger dans cette aventure en profitant des logiciels modernes mis à notre disposition ?
Tous les éléments nécessaires à cette recherche sont à notre portée, à la condition de déterminer les magnitudes avec précision.
Petit rappel: une étoile de type céphéide classique a une période propre de variations de luminosité. Cette période (P) est liée à la distance par la formule suivante (Leavitt):
5 log d = V +3,34 x log P – 2,45 x (V–Ic) + 7,52
où: d = distance en parsec ( 3,26 AL ) ; P = période en jours ;
V = magnitude apparente dans le visible ; Ic = magnitude apparente en infrarouge.
Les logarithmes sont en base 10.
Exemple pour δ cephei : P = 5,37 jours ; V=~4 ; Ic =~3.2 (valeurs approchées)
Calculons la distance d de cette étoile.
5 log d = 4 + 3,34 x log 5,37 – 2,45 x 0,8 + 7,52
= 11,52 + 3,34 x 0,73 – 1,96
= 12
log d = 12/5 = 2,4. La distance d vaut donc 10exp2,4 = 251 parsec.
Remarque:
La distance exacte calculée par Hubble en utilisant la méthode de la parallaxe est 273 parsec.
La différence vient de l'approximation des magnitudes.
Soit V–Ic = 0,726 ( une différence de 0,074 dans le calcul de la magnitude apparente !)
On a alors: 5 log d = 11,52 + 2,44 – 1,78 = 12,18 et log d = 2,436.
d = 10exp2,436 = 272,90 parsec !!!!
Un résultat correct exige une précision supérieure au dixième de magnitude.
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