Les Céphéides : pourquoi leur luminosité varie-t-elle si régulièrement ?

Qu'est-ce qu'une Céphéide ?

Définition et rôle astronomique

Les Céphéides sont des étoiles variables pulsantes dont la luminosité varie périodiquement en raison de changements de leur taille et de leur température. Ces étoiles sont essentielles en astrophysique car elles permettent de mesurer les distances astronomiques, dans notre galaxie comme dans les galaxies proches, grâce à la relation période-luminosité. Cette relation a été découverte par l'astronome américaine Henrietta Swan Leavitt au début du XXe siècle. Le nom de ces étoiles vient de δ Cephei (delta Céphée), dans la constellation de Céphée, dont la variabilité a été découverte en 1784 par l'astronome britannique John Goodricke (1764-1786).

Deux grandes familles

• Les Céphéides classiques (population I) : étoiles jeunes, massives et très lumineuses, situées surtout dans les bras spiraux des galaxies. Leurs périodes vont d'environ 1,5 jour à plus de 50 jours. Elles suivent la relation période-luminosité la plus utilisée pour mesurer les distances.
• Les Céphéides de type II (population II) : étoiles beaucoup plus vieilles, moins massives et moins lumineuses (types W Virginis et BL Herculis, notamment). Elles obéissent à une autre relation période-luminosité et sont moins utiles comme indicateurs de distance.

Quelques Céphéides célèbres

• δ Cephei : le prototype de la classe, dont la variabilité est connue depuis 1784.
• Polaris (l'étoile Polaire) : la Céphéide la plus proche de nous, à quelque 430 années-lumière. Sa période est d'environ quatre jours, et ses variations d'éclat sont très faibles.
• RS Puppis : une Céphéide massive et très lumineuse, entourée d'une nébuleuse de poussière, présentée plus bas.

Caractéristiques des Céphéides

Variabilité et relation période-luminosité

• Variabilité : les Céphéides voient leur luminosité varier de manière régulière sur des périodes allant d'environ un jour à plus de deux mois. Le record connu dans la Voie lactée, identifié en 2024, est de 78,1 jours. Cette variation est due à des oscillations de la structure interne de l'étoile.
• Relation période-luminosité : Henrietta Leavitt (1868-1921) a montré que plus la période de variation d'une Céphéide est longue, plus sa luminosité intrinsèque est élevée. En d'autres termes, la magnitude absolue d'une Céphéide est directement liée à la période de ses oscillations.

Ce que l'on observe au cours d'un cycle

Au cours d'un cycle, l'étoile change de taille, de température et donc de couleur. Elle passe d'un type spectral F (plus chaud) au maximum d'éclat à un type G (plus froid, comme le Soleil) au minimum. Ces étoiles sont des géantes ou des supergéantes jaunes.

Les méthodes de calcul des distances dans l'Univers

Le tableau suivant compare les principales méthodes de mesure des distances cosmiques. Il montre pourquoi les Céphéides occupent le premier barreau de l'échelle des distances extragalactiques : elles prolongent la parallaxe stellaire et servent à calibrer les indicateurs plus lointains.

La découverte de Henrietta Swan Leavitt

Des plaques photographiques des Nuages de Magellan

Henrietta Swan Leavitt travaillait à l'observatoire de Harvard, où elle examinait des plaques photographiques des Nuages de Magellan, prises notamment depuis la station d'Arequipa, au Pérou. En 1908, elle publie un catalogue de 1 777 étoiles variables dans les deux Nuages, dont plusieurs dizaines de Céphéides. En 1912, un court article, signé par Edward Pickering mais « préparé par Miss Leavitt », donne les périodes de 25 Céphéides du Petit Nuage de Magellan. Sa découverte fondamentale est la relation période-luminosité : les étoiles dont la période de variation est plus longue sont intrinsèquement plus brillantes.

De l'échelle relative aux distances absolues

Les étoiles du Petit Nuage étant à peu près à la même distance de nous, leurs éclats apparents reflétaient leurs luminosités relatives. Leavitt n'a pas pu déterminer les distances absolues de ces étoiles, mais elle a fourni une échelle relative extrêmement précise. Il restait à en fixer le point zéro. Dès 1913, Ejnar Hertzsprung a tenté de le calibrer à partir de Céphéides de la Voie lactée, puis Harlow Shapley a affiné cet étalonnage en 1918. Cela a ouvert la voie à l'estimation des distances des galaxies et à la compréhension de l'échelle de l'Univers.

Physique des Céphéides

Des étoiles évoluées dans la bande d'instabilité

Les Céphéides classiques sont des étoiles évoluées, de masse intermédiaire à élevée (de l'ordre de 4 à 20 masses solaires). Elles ont quitté la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell (graphique qui relie la luminosité intrinsèque des étoiles à leur température de surface) et traversent la bande d'instabilité, une région étroite du diagramme où l'enveloppe devient capable d'entretenir des pulsations radiales. Dans ce type de pulsation, l'étoile reste sphérique et gonfle puis se contracte en bloc.

Instabilité de la zone de l'hélium (mécanisme κ)

La variabilité des Céphéides est due à un processus appelé « instabilité de la zone de l'hélium ». Dans certaines couches de ces étoiles, l'hélium est partiellement ionisé (He⁺ et He²⁺ coexistent), ce qui affecte la transparence à la chaleur (opacité). On parle aussi de mécanisme κ, du nom de la lettre grecque qui désigne l'opacité. L'idée que ces étoiles pulsent, plutôt que d'être des étoiles doubles, s'impose dans les années 1910 avec les travaux de Shapley et d'Eddington. L'identification de la zone d'ionisation de l'hélium comme moteur de la pulsation date des années 1950-1960.

Cycle contraction-expansion

• Phase de contraction : lorsque l'étoile se contracte, la température augmente et l'hélium s'ionise davantage. La couche devient plus opaque et retient l'énergie au lieu de la laisser passer. Cette accumulation d'énergie fait monter la pression et gonfler l'étoile.
• Phase d'expansion : lorsque l'étoile s'étend, elle se refroidit et l'hélium se recombine en un état moins ionisé. L'opacité diminue, ce qui permet à l'énergie de s'échapper. La pression baisse, la gravité reprend le dessus, l'étoile se contracte à nouveau et le cycle recommence.

Régularité des pulsations

Ce cycle pulsatoire est très régulier, ce qui permet la relation précise entre la période et la luminosité. Comme pour la note d'un instrument de musique, la période dépend de la taille de l'étoile : elle varie comme l'inverse de la racine carrée de sa densité moyenne (P ∝ ρ^−1/2).

Pourquoi la période donne-t-elle la luminosité ?

La bande d'instabilité couvre un intervalle de température étroit. La luminosité d'une Céphéide dépend donc surtout de son rayon, lui-même relié à sa masse par l'évolution stellaire. Une étoile plus lumineuse est plus grande, donc moins dense en moyenne, donc plus lente à pulser. C'est ce qui relie la période à la luminosité.

Importance de la découverte

Hubble et les galaxies extérieures

À l'observatoire du mont Wilson, avec le télescope de 2,5 m, Edwin Hubble (1889-1953) repère en octobre 1923 une Céphéide (baptisée V1) sur une plaque photographique de la « nébuleuse » d'Andromède. Grâce à la relation période-luminosité, il obtient une distance d'environ 900 000 années-lumière, bien supérieure aux dimensions admises alors pour la Voie lactée. Des Céphéides observées dans M33 et NGC 6822 confirment le résultat. Ses conclusions, présentées à l'American Astronomical Society le 1^er janvier 1925 et publiées la même année, démontrent que certaines nébuleuses spirales sont en réalité des galaxies extérieures à la Voie lactée. Cette découverte a changé notre compréhension de l'Univers, montrant qu'il est beaucoup plus vaste qu'on ne le pensait.

Baade et le doublement des distances

En 1952, l'astronome Walter Baade montre qu'il existe deux populations de Céphéides, qui obéissent à des relations période-luminosité différentes. Cette correction multiplie par environ deux les distances aux galaxies extérieures. Andromède se trouve aujourd'hui à environ 2,5 millions d'années-lumière.

Étalonner les Céphéides : de Gaia au télescope James-Webb

Gaia et le point zéro

Pour que la relation période-luminosité donne des distances absolues, il faut connaître la luminosité réelle de Céphéides proches, donc leurs distances géométriques. Les parallaxes du satellite Gaia de l'ESA servent à cet étalonnage dans la Voie lactée. La troisième publication de données (Gaia DR3, juin 2022) contient des courbes de lumière pour 15 006 Céphéides de tous types : 5 221 dans le champ de la Voie lactée et ses petits satellites, 4 663 dans le Grand Nuage de Magellan, 4 616 dans le Petit Nuage, 321 dans la galaxie d'Andromède (M31) et 185 dans la galaxie du Triangle (M33). Parmi elles, 474 sont probablement de nouvelles Céphéides découvertes par Gaia.

Trois ancrages géométriques

Pour fixer le point zéro, l'équipe SH0ES combine trois références géométriques : les parallaxes de Gaia pour les Céphéides de la Voie lactée, les masers de la galaxie NGC 4258 et les binaires à éclipses du Grand Nuage de Magellan.

Cartographier la Voie lactée

Les Céphéides classiques, jeunes et très lumineuses, permettent aussi de cartographier la Voie lactée. Le relevé OGLE en a placé environ 2 400 sur une carte de notre Galaxie. Il a aussi identifié en 2024 la Céphéide galactique de plus longue période connue, OGLE-GD-CEP-1884, avec 78,14 jours, à environ 4,5 kiloparsecs. Elle dépasse d'une dizaine de jours l'ancien record, détenu par S Vulpeculae.

Le télescope James-Webb teste l'encombrement

Dans les galaxies lointaines, l'image d'une Céphéide se mélange à celle des étoiles voisines. Ce phénomène d'encombrement (crowding) pourrait fausser sa luminosité, donc sa distance. Dans le proche infrarouge, où l'absorption par la poussière est faible, la résolution du télescope spatial James-Webb est environ 2,5 fois meilleure que celle de Hubble. Sur plus de 1 000 Céphéides observées dans NGC 4258 et cinq galaxies hôtes de supernovae, l'écart moyen entre les mesures de Hubble et de Webb est de −0,01 ± 0,03 magnitude (Riess et al. 2024). Ce résultat écarte l'encombrement comme explication de la tension de Hubble, à environ 8 σ. En 2025, l'observation d'une galaxie hôte presque dépourvue d'étoiles de fond (NGC 3447) a confirmé l'absence de biais. Webb réduit aussi la dispersion de la relation période-luminosité.

Les Céphéides et la tension sur la constante de Hubble

Deux valeurs qui ne concordent pas

La constante de Hubble, notée H₀, mesure le taux d'expansion actuel de l'Univers. Étalonnée avec des Céphéides puis des supernovae de type Ia, l'équipe SH0ES obtient H₀ = 73,04 ± 1,04 km s⁻¹ Mpc⁻¹ (Riess et al. 2022). Le fond diffus cosmologique observé par le satellite Planck, interprété avec le modèle ΛCDM, donne H₀ = 67,4 ± 0,5. L'écart, d'environ 8 %, atteint près de 5 σ : c'est la tension de Hubble.

Les résultats récents avec James Webb (télescope spatial)

L'équipe SH0ES a publié en 2025 de nouveaux résultats. Avec des Céphéides observées par Webb dans 19 galaxies hôtes de 24 supernovae de type Ia, elle trouve H₀ = 73,49 ± 0,93. En y ajoutant des calibrations par la pointe de la branche des géantes rouges (TRGB), elle obtient 73,18 ± 0,88.

Le programme Chicago-Carnegie Hubble (CCHP) de Wendy Freedman aboutit à d'autres valeurs. Avec la seule méthode de la pointe de la branche des géantes rouges (TRGB) et 24 supernovae calibratrices, il obtient H₀ = 70,39 ± 1,22 (statistique) ± 1,33 (systématique) ± 0,70 (supernovae). Avec les seules données Webb, la méthode TRGB donne 68,81 ± 1,79 ± 1,32, et celle des étoiles carbonées de la branche asymptotique des géantes (JAGB) donne 67,80 ± 2,17 ± 1,64. Ses auteurs jugent ces résultats compatibles avec le modèle ΛCDM, sans physique nouvelle. Ils notent aussi que les distances TRGB et JAGB s'accordent à mieux que 1 %, et avec les distances des Céphéides de SH0ES à un peu plus de 1 % près.

Les sources d'incertitude à surveiller

• L'encombrement : testé avec Webb, il ne semble pas expliquer la tension.
• L'absorption par la poussière : elle rougit et affaiblit les Céphéides, d'où l'intérêt de l'infrarouge.
• La métallicité : la teneur en éléments lourds peut légèrement modifier la relation période-luminosité.
• Le point zéro : il dépend des parallaxes de Gaia, de NGC 4258 et du Grand Nuage de Magellan.
• Le choix des galaxies et des supernovae : de petits échantillons peuvent déplacer la valeur finale de H₀.

N.B. :
Ce domaine évolue très vite. Les valeurs ci-dessus sont celles publiées à la date de mise à jour de cet article et le débat n'est pas tranché.

RS Puppis, une Céphéide entourée d'échos de lumière

Un montage à partir des observations de Hubble

Ce montage vidéo a été réalisé à partir des observations du télescope spatial Hubble. Il montre les pulsations de l'étoile variable RS Puppis et son environnement d'épais nuages de poussière sombres. RS Puppis est une Céphéide de la constellation de la Poupe (Puppis). Les observations de Hubble ont été prises sur une période de cinq semaines en 2010, afin de capturer l'étoile à différents stades de son cycle de 41,4 jours. Son éclat varie d'un facteur proche de cinq. La courte vidéo est répétée plusieurs fois pour montrer plus clairement le mécanisme d'écho de lumière.

Qu'est-ce qu'un écho de lumière ?

La poussière qui entoure RS Puppis permet d'observer avec une clarté étonnante un phénomène connu sous le nom d'écho de lumière. À chaque maximum d'éclat, une vague de lumière se propage dans la nébuleuse. La lumière réfléchie par des couches de poussière plus éloignées parcourt un trajet plus long et arrive plus tard sur Terre. Cet écho crée l'illusion de nuages de gaz en expansion à partir de RS Puppis, alors qu'aucune matière ne se déplace ainsi. C'est un peu l'équivalent lumineux d'un écho sonore.

Une distance mesurée par l'écho, puis rediscutée

En 2008, Pierre Kervella et ses collègues ont utilisé les échos de lumière, observés avec le télescope NTT de l'ESO, pour proposer une distance purement géométrique de 6500 ± 90 années-lumière, présentée comme la plus précise jamais obtenue pour une Céphéide. En 2009, Howard Bond et William Sparks ont contesté cette valeur. Elle supposait que les zones de poussière étaient situées près du plan du ciel, alors que la diffusion favorise la lumière émise vers l'avant et place surtout la poussière observée devant l'étoile. Des images polarimétriques de Hubble, prises en 2010 et analysées en 2014, ont conduit à une distance de 1 910 ± 80 parsecs, soit environ 6 200 années-lumière. Cette valeur est compatible avec d'autres méthodes.

N.B. :
La valeur de 6500 ± 90 années-lumière, souvent citée, est donc à manier avec prudence : elle affichait une précision de 1,4 %, alors que la mesure polarimétrique de 2014 annonce une incertitude d'environ 4 %.

De l'éclat à la distance : l'exemple de RS Puppis

La distance d (en parsecs) se déduit de la magnitude apparente m, corrigée de l'absorption interstellaire A, et de la magnitude absolue M : m − A − M = 5 log₁₀(d) − 5. Pour RS Puppis, la magnitude apparente moyenne dans le visible est de 7,12. L'absorption interstellaire vaut environ 1,4 magnitude et la magnitude absolue visuelle est d'environ −5,70. On obtient un module de distance de 11,40, soit d ≈ 1 900 parsecs.

N.B. :
Ici, la magnitude absolue est elle-même déduite de la distance géométrique mesurée grâce aux échos de lumière. L'exercice illustre la logique du calcul. Il montre surtout que RS Puppis se place, à environ 1 σ près, sur la relation période-luminosité établie avec d'autres Céphéides.

Une Céphéide massive, mais éphémère dans sa nébuleuse

RS Puppis est l'une des Céphéides les plus lumineuses de la Voie lactée, avec une période de 41,5 jours. C'est la seule Céphéide galactique connue à être plongée dans une grande nébuleuse de réflexion. Cette poussière n'a pas été éjectée par l'étoile : c'est un nuage interstellaire que la Céphéide traverse. Sa forte luminosité pourrait, d'ici quelques millions d'années, dissiper la poussière voisine et faire disparaître les échos de lumière.

Connaître avec exactitude la distance d'une telle étoile est important, car les Céphéides servent de marqueur (chandelle standard) pour les distances au sein de notre galaxie et des galaxies proches.