plus tard Goodricke découvrit que δ Cep (delta Cephei) variait de façon semblable. Ce Goodricke est nul autre que celui qui donna une explication plausible à la variabilité d’Algol, comme on l’a vu dans un article précédent. Contrairement à Algol qui est normalement stable, mais qui décline brusquement à intervalles réguliers pendent quelques heures, δ Cep varie constamment de manière bizarre : sa luminosité augmente beaucoup plus rapidement qu’elle ne décline, donnant une courbe de luminosité en « dents de scie » (voir au bas de la page suivante), déclinant lentement de la magnitude 3,6 à 4,3, puis revenant rapidement à 3,6 en moins de 5,4 jours. On a appelé ce type d’étoile une « céphéide », du nom de la constellation dans laquelle se trouve cette première étoile prototype. Nous connaissons aujourd’hui des centaines d’étoiles du même type, variant de 0,1 jusqu’à 2 magnitudes et dont la période varie entre 1 et 70 jours. Le nombre d’étoiles de ce type a augmenté radicalement le jour où S. I. Bailey s’est mis à chercher dans les amas globulaires ; ces corps célestes regorgent d’étoiles dont plusieurs varient de manière semblable aux céphéides classiques, mais avec une période plus courte. On a fini par les classer dans une nouvelle catégorie, appelée RR Lyrae. C’est à une femme que l’on doit une des plus grande découvertes astronomiques du 20 e siècle, justement en rapport avec les céphéides. En classant les étoiles variables paraissant sur des clichés du Petit nuage de Magellan, Henrietta Swan Leavitt (ci-dessous) remarque que les céphéides dont la magnitude apparente est plus petite (donc les plus brillantes) ont une période de variation plus longue que celles ayant une plus grande magnitude apparente (donc les moins brillantes). Son patron, Pickering, réalise l’importance capitale de cette découverte : comme toutes ces étoiles du nuage de Magellan sont essentiellement à la même distance de nous, une différence de magnitude apparente signifie nécessairement une différence de magnitude réelle. Il existe donc une relation entre la période de variation des céphéides et leur brillance. Madame Leavitt avait par inadvertance découvert un moyen de mesurer les distances dans l’Univers ! Sautant sur l’occasion, Harlow Shapley (ci-dessus) se met à la recherche de céphéides qui seraient assez proches pour que l’on puisse déterminer leur distance par la méthode de la parallaxe, ce qui permettrait de calibrer ce nouvel instrument de mesure qu’est la relation période-luminosité. À sa grande surprise, il découvre que les deux nuages de Magellan sont à des distances stupéfiantes, bien en dehors de la Voie lactée. Il utilise ensuite ce même moyen pour mesurer la distance des amas globulaires. En faisant une sorte de modèle en trois dimensions de leur position respective, il se rend compte qu’ils forment un halo presque sphérique autour du Sagittaire, et il en déduit que le Soleil ne se situe pas au centre de la Galaxie comme on le croyait, mais quelque part entre le centre et le bord. Dix ans plus tard, Edwin Hubble (à droite) découvre à son tour des céphéides dans ce qu’on appelle alors la « nébuleuse » d’Andromède. Celles-ci lui permettent aussi de mesurer sa distance et ainsi de mettre fin au débat concernant la nature de ces étranges spirales qui hantent le ciel, qui ne sont pas autre chose que des galaxies comme la nôtre, mais à des distances fantastiques. Il est possible de voir des céphéides jusqu’à la galaxie M 100, à 60 millions d’années-lumière. On vient en quelque sorte de découvrir l’Univers… Mars/avril 2014 astronomie-quebec.com 13