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« Relation période-luminosité » : différence entre les versions

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Version du 13 juillet 2019 à 15:22

En astronomie, la relation période-luminosité est une équation établissant un lien entre la variation périodique de la luminosité d'une céphéide et sa magnitude absolue. C'est un outil très précieux dans la mesure des distances en astronomie car il permet, en comparant la magnitude apparente d'une céphéide avec sa magnitude absolue calculée à partir de sa période lumineuse, de déterminer son module de distance et donc son éloignement par rapport à la Terre.

La luminosité intrinsèque des céphéides classiques (de type I) croît avec la période : plus la période est longue, plus l'étoile est lumineuse. Cette relation a été découverte en 1908 par Henrietta Swan Leavitt en étudiant des milliers d'étoiles variables dans les Nuages de Magellan[1]. Dès lors que la relation entre la période et la luminosité des céphéides est correctement calibrée, il devient possible de l'utiliser pour mesurer la distance de toutes les céphéides classiques identifiées.

Calibrer la relation période-luminosité est une tâche malaisée qui a été entreprise dès le début du XXe siècle, à commencer par l'astronome danois Ejnar Hertzsprung[2]. Elle a été établie de façon plus assurée en 2007 par Benedict et al. en mesurant les parallaxes précises de dix céphéides classiques à l'aide du télescope spatial Hubble[3]. La distance de la céphéide RS Puppis a pu être déterminée à 1,4 % près à l'aide de l'écho lumineux sur la nébuleuse dans laquelle se trouve cette étoile[4], bien que cette dernière mesure ait été débattue dans la littérature[5].

La relation suivante entre la période lumineuse P mesurée en jours et la magnitude absolue moyenne Mv a été déterminée à partir de la mesure par le télescope spatial Hubble de la parallaxe de dix céphéides classiques[6],[7] :

Mv = –2,43 ± 0,12 × ( log10P – 1 ) – ( 4,04 ± 0,02 ).

Plusieurs relations ont été publiées pour calculer la distance d (en parsecs) d'une céphéide classique exprimée en parsecs à partir de sa période P et de sa magnitude apparente Ic dans le Johnson-Cousins[8] infrarouge et V en lumière visible :

5 × log10d = V + 3,34 × log10P – 2,45 × ( V – Ic ) + 7,52[7],
5 × log10d = V + 3,37 × log10P – 2,55 × ( V – Ic ) + 7,48[9].

Notes et références

  1. ↑ (en) Henrietta S. Leavitt, « 1777 Variables in the Magellanic Clouds », Annals of Harvard College Observatory, LX(IV) (1908) 87–110.
  2. ↑ (de) E. Hertzsprung, « Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus », Astronomischen Nachrichten, 196 p. 201–210 (1913).
  3. ↑ (en) Benedict, G. Fritz et al. « Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations », The Astronomical Journal, vol. 133, n° 4, pp. 1810-1827 (2007).
  4. ↑ (en) Kervella, Pierre: « Light echoes whisper the distance to a star « Copie archivée » (version du sur Internet Archive) ».
  5. ↑ (en) Bond, H. E., Sparks, W. B. « On geometric distance determination to the Cepheid RS Puppis from its light echoes », Astronomy and Astrophysics, vol. 495, n° 2, 2009, pp.371-377.
  6. ↑ (en) G. Fritz Benedict, B. E. McArthur, L. W. Fredrick, T. E. Harrison, C. L. Slesnick, J. Rhee, R. J. Patterson, M. F. Skrutskie, O. G. Franz, L. H. Wasserman, W. H. Jefferys, E. Nelan, W. van Altena, P. J. Shelus, P. D. Hemenway, R. L. Duncombe, D. Story, A. L. Whipple et A. J. Bradley, « Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei », The Astronomical Journal, vol. 124, no 3,‎ , p. 1695-1705 (lire en ligne) DOI 10.1086/342014
  7. ↑ a et b (en) G. Fritz Benedict, Barbara E. McArthur, Michael W. Feast, Thomas G. Barnes, Thomas E. Harrison, Richard J. Patterson, John W. Menzies, Jacob L. Bean et Wendy L. Freedman, « Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations », The Astronomical Journal, vol. 133, no 4,‎ , p. 1810-1827 (lire en ligne) DOI 10.1086/511980
  8. ↑ (en) Bessell, Michael S., « Standard Photometric Systems », Annual Review of Astronomy & Astrophysics,‎
  9. ↑ (en) Daniel Majaess, David Turner, Christian Moni Bidin, Francesco Mauro, Douglas Geisler, Wolfgang Gieren, Dante Minniti, André-Nicolas Chené, Philip Lucas, Jura Borissova, Radostn Kurtev, Istvan Dékány et Roberto K. Saito, « NEW EVIDENCE SUPPORTING MEMBERSHIP FOR TW NOR IN LYNGÅ 6 AND THE CENTAURUS SPIRAL ARM », The Astrophysical Journal Letters, vol. 741, no 2,‎ , p. L27 (lire en ligne) DOI 10.1088/2041-8205/741/2/L27
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