Les distances dans le Groupe Local par les céphéides
Difficulté : ☆☆
Temps : 1 h
On se propose d'estimer les distances des galaxies M31, M33 et NGC 6822 à partir des observations de Hubble de 1923-1928 et de la relation période-luminosité des céphéides établie pour le Petit Nuage de Magellan.
On dispose de courbes de lumière d'étoiles variables céphéides observées par Hubble entre 1923 et 1928 pour la nébuleuse d'Andromède M31, ainsi que pour M33 et NGC 6822. Ces données sont extraites de
trois articles de Hubble dans les "Contributions from the Mount Wilson Observatory" publiés en
1924, 1926, et 1929. Les magnitudes utilisées par Hubble sont des
magnitudes photographiques mesurées sur des photographies obtenues au foyer des télescopes de 1.52 m et 2.54 m du Mont Wilson. Ces magnitudes photographiques sont proches de celles du filtre bleu (B) utilisées plus tard dans le système photométrique UBVRI .
On dispose par ailleurs de courbes de lumières de céphéides du Petit Nuage de Magellan mesurées en magnitudes B et V par Halton Arp en 1955 et 1956, ainsi que d'une formule de correction pour remettre ces magnitudes dans le système
des magnitudes photographiques de Harvard qu'utilisait Harlow Shapley en 1918.
Dans ce système de magnitude, la relation période-luminosité des céphéides de Henrietta Leavitt (1912)
s'exprime comme suit :
où est la période mesurée en jour.
Question 1)
On donne dans la table les magnitudes médianes en bande B et les périodes des
courbes de lumière des céphéides du Petit Nuage de Magellan. Convertir ces magnitudes dans
le système des magnitudes photographiques de Harvard, à l'aide de la relation de conversion :
Calculer le logarithme de la période, donnée en jours.
AideAideSolution
Sélectionner la case B1, et entrer dans la ligne de commande = 0.815 * B +2.52
Sélectionner la case E1, et entrer dans la ligne de commande = log(P)
Les calculs indiqués donnent :
Crédit :
ASM
Question 2)
Mesurer la pente de la relation période-luminosité obtenue. Identifier et éliminer les points qui s'écartent de la distribution. Commenter et comparer le résultat à celui de Henrietta Leavitt.
AideSolution
Identifier les 2 points qui s'écartent de la distribution, et les éliminer en remplaçant leur magnitude par un tiret avant de procéder à l'ajustement.
La plupart des céphéides du Petit Nuage de Magellan s'ajustent autour d'une droite de pente légèrement inférieure à 2. Deux des étoiles apparaissent sensiblement en dehors de la relation période-luminosité : PNM01925, PNM02060. Il est probable que cet écart provienne d'un mauvais étalonnage de leur magnitude.
Exclusion des valeurs erronées.
Crédit :
ASM
Après exclusion de ces valeurs, l'estimation linéaire donne une pente de -2.03 et une ordonnée à l'origine de 17.9 ; la pente semble cohérente avec la pente de -1.74 de la relation de Henrietta Leavitt.
Estimation de la relation période-luminosité.
Crédit :
ASM
Question 3)
Le point zéro absolu (ordonnée à l'origine) de la relation période-luminosité calibrée par H. Shapley en 1918 à partir des céphéides observées dans divers amas globulaires dont il connaît la distance par les RR-Lyrae est égal à -0.65.
Calculer le module
de distance et la distance en années de lumière du Petit Nuage de Magellan.
AideSolution
Se servir encore de l'appliquette, pour identifier l'ordonnée à l'origine lorsque l'estimation a une pente forcée à -1.74.
En forçant une pente de -1.74 on obtient pour le diagramme en magnitude apparente une ordonnées à l'origine de 17.5.
En rouge : les données ; en bleu : l'estimation linéaire de la relation période-luminosité ; en vert : l'estimation en forçant la pente
à -1.74, et en ajustant au mieux la valeur de l'ordonnée à l'origine
.
Crédit :
ASM
En soustrayant membre à membre les relations en magnitudes apparente et absolue, on trouve le module de distance du Petit Nuage de Magellan
soit, d'après la définition du module de distance, une distance de 42.4 kpc (132 milliers d'années de lumière). En comparant aux dimension de la Voie Lactée , on constate que le Petit Nuage de Magellan est tout proche de notre Galaxie. En fait, il en est l'un des proches satellites.
Question 4)
A période égale, les céphéides des galaxies M31, M33, et NGC6822 présentent des
magnitudes apparentes respectivement 5.90, 5.90 et 5.65 magnitudes moins brillantes. En déduire leur distance.
AideSolution
Se servir, encore, du module de distance.
D'après les données, les modules de distance de M31, M33 et NGC6822 sont respectivement de 24.05, 24.05 et 23.80, soit
des distances de 646, 646 et 575 kpc (2.0, 2.0 et 1.8 millions d'années de lumière).
En comparant à la dimension de la Voie Lactée, on voit que la distance de ces nébuleuses les place bien au-delà des limites de notre Galaxie. C'est cette découverte, couplée à la mesure de la taille de la Voie Lactée par H. Shapley, qui permit de clore le débat sur l'existence des univers îles et transforma notre univers d'étoiles et de nébuleuses en un univers de galaxies.
Question 5)
A l'époque de Hubble, on ne connaissait pas encore les effets de l'extinction interstellaire, découverts par Trumpler quelques années plus tard.
Le tableau donne les valeurs de l'extinction galactique et extinction interne moyenne pour diverses galaxies, ainsi que les valeurs admises actuellement pour leur module de distance. Corriger le module distance des extinctions galactiques et internes, et comparer à la valeur admise aujourd'hui .
Nom | ext. galactique | ext. interne | |
PNM | 0.37 | 0.35 | 18.70 |
M31 | 0.41 | 0.70 | 24.45 |
M33 | 0.32 | 0.38 | 24.60 |
NGC 6822 | 0.86 | 0.09 | 23.50 |
AideSolution
Comment joue l'absorption sur le module de distance du Petit Nuage de Magellan ?
Exprimé avec les mains : l'absorption ôte des photons, donc rajoute de la distance. Le module de distance est augmenté des effets de l'absorption dans notre Galaxie et interne à l'objet considéré.
L'absorption corrigeant à la hausse le module de distance du PNM de 0.72 magnitude, on trouve un module de 18.15+0.72 = 18.87, en bon accord avec la valeur admise aujourd'hui.
Pour les autres objets, repérés par rapport aux céphéides du PNM, il faut tenir compte de la correction différentielle par rapport au PNM.
On trouve finalement :
Nom | ext. galactique | ext. interne | | | |
PNM | 0.37 | 0.35 | 18.15 | 18.87 | 18.70 |
M31 | 0.41 | 0.70 | 24.05 | 24.40 | 24.45 |
M33 | 0.32 | 0.38 | 24.05 | 24.03 | 24.60 |
NGC 6822 | 0.86 | 0.09 | 23.80 | 24.03 | 23.50 |
Ces résultats tenant compte de l'absorption sont en bien meilleur accord avec les valeurs admises aujourd'hui.