La distance des nébuleuses spirales, Partie 4 :

Les travaux décisifs de Edwin Hubble pour les distances des nébuleuses

Quand Hubble arrive au Mont Wilson en 1919, il intègre l’équipe qui travaille sur la photographie des nébuleuses[1] aussi bien sur le télescope de 1,5 m que sur celui de 2,5 m. Il avait consacré sa thèse à l’investigation photographique des nébuleuses peu lumineuses. C’est en 1923 que va commencer le travail qui aboutira aux calculs des distances des nébuleuses spirales.

1. Une Céphéïde dans la nébuleuse d’Andromède

Tout en continuant ses travaux personnels qui portent sur la photographie systématique de ces nébuleuses, il reprend les plaques photographiques du Mont Wilson et remonte jusqu’à 1909 (photos prise par George Ritchey). Un des problèmes est de discerner clairement des étoiles dans ce qui est défini à l’époque comme des condensations plus ou moins brillantes et plus ou moins précises. Au centre, ces condensations sont floues, en raison de la présence de matière en grande abondance. En périphérie elles sont plus nettes, mais alors apparaissent des distorsions liées aux télescopes lorsqu’on s’éloigne du centre optique. La solution est de disposer de télescopes de grand diamètre et de réaliser une exploration progressive des spirales en se centrant sur différentes condensations. C’est ce que peut faire Hubble grâce aux instruments de grand diamètre qu’il trouve au Mont Wilson.

Le 4 octobre 1923, en même temps que deux novae, il observe une étoile variable au télescope de 2,5 mètres, dans la nébuleuse d’Andromède. Elle est faible.

Figure 8 : Photographie sur laquelle Hubble a noté Var  pour variable et N pour nova avec la date d’observation : 6 Oct 1923.

Il reprend alors les anciennes plaques photographiques de la nébuleuse d’Andromède. Malgré le peu de points disponibles il trace la courbe de variation de sa magnitude apparente. Ses conclusions lui semblent évidentes: c’est une variable céphéide typique. Il veut augmenter le nombre d’observations mais, en raison du mauvais temps, ne peut reprendre ses observations que du 2 au 7 février 1924. Il trace une nouvelle courbe avec plus de points : elle lui apparaît satisfaisante. Fort de ce résultat, le 19 février, il envoie une lettre à Shapley accompagnée de la courbe sachant que celui-ci avait établi un étalonnage des Céphéides d’après les travaux de Henrietta Leavitt. Le 27 février, Shapley répond que la découverte d’une « …étoile variable dans la direction de la nébuleuse d’Andromède est le plus intéressant morceau de littérature que l’ai lu depuis longtemps… ». Shapley est dubitatif. Deux éléments laissent à penser : la variable est dans la direction de la nébuleuse et non dans la nébuleuse et le terme « morceau de littérature » apparaît comme ironique. Hubble poursuit ses travaux dans deux domaines, celui de l’inventaire des novae avec l’étude de leur courbe de luminosité et celui des Céphéides, aussi bien dans M31 que dans d’autres spirales comme M33 et N.G.C. 6822.

Figure 9 : Dans son carnet de note, Hubble trace la courbe de variation de la magnitude d’une céphéide dans la nébuleuse d’Andromède.

Dans son ouvrage « The realm of the Nebulae », Hubble signale comment il avait calculé à ce moment la distance de M 31 : la magnitude apparente maximum moyenne des Céphéides examinées est de 18,2 ; la magnitude absolue est calculée à partir de la période moyenne et de l’étalonnage publié par Harlow Shapley [2] : - 4. Ceci donne la valeur de la distance par la formule :

m-M = 5 log d – 5 avec d en parsecs ; soit environ 270 000 parsecs et 890 000 années de lumière.

2. La confirmation de la théorie des « Univers-îles »

Un article paraît dans le New York Times du 23 novembre 1924 sous le titre de « Finds Spiral Nebulae are stellar systems. Doctor Hubbell [sic] confirms view that they are « island universes « similar to our own[3].”

Ainsi, les résultats de Hubble sont connus avant la fin de l’année 1924 et, comme le souligne d’ailleurs Hoskin , Hubble avait fait une présentation devant des collègues dans le cadre d’une réunion de l’Astronomy and Physic Club. De là les informations avaient circulé dans le milieu de l’astronomie.

Le 12 décembre 1924, dans une lettre, Henry Russelll presse Hubble de publier ses résultats, qu’il a connus par James Jean, au prochain congrès de l’American Astronomical Society (AAS) qui se tiendra du 30 décembre 1924 au 1^er janvier 1925 à Washington. Le soir du 30, Russell dîne avec le secrétaire de la Société, Joel Stebbins. Il lui parle des travaux de Hubble, tous deux pensent qu’il pourrait obtenir le prix de 2 000 dollars proposé par l’American Association for the Advancement of Science. Stebbins demande à Russell s’il a reçu le rapport de Hubble: non, il n’a rien reçu. Alors qu’ils se dirigent vers le bureau du télégraphe pour tancer Hubble, ils découvrent sur le bureau une lettre adressée à Russell : c’est le rapport[4].

Le 1^er janvier 1925, Henry Russell lit la communication écrite par Hubble intitulée « Cepheid in Spiral Nebulae ». Ce document a disparu mais nous disposons du rapport du secrétaire du Comité, Joel Stebbins, chargé de sélectionner les candidats au prix de la société[5]. Ce rapport déclare que Hubble a étudié les zones externes de deux nébuleuses spirales situées dans les constellations d’Andromède et du Triangle. Il apporte la démonstration « sans équivoque » de l’existence d’étoiles et de variables Céphéides à courte période. C’est enfin en utilisant le propre étalonnage de Shapley qu’il montre que ces nébuleuses sont à environ 285 000 parsecs soit 930 000 a.l.

Un article publié par la revue Popular Astronomy donne le compte rendu de ce congrès : «C’est au cours de cette session que le Professeur Russel présenta la communication du Dr Edwin P. Hubble intitulée «Cepheid in Spiral Nebulae » qui devait recevoir une moitié du prix de deux mille dollars[6] destiné à récompenser les papiers extraordinaires présentés lors de la réunion de Washington. Le Dr Hubble travaillant avec le télescope de 100 pouces du Mont Wilson, avait réussi à résoudre des portions de deux nébuleuses spirales, celles d’Andromède et du Triangle, en étoiles séparées, et, à partir de l’étude des courbes période-luminosité des variables Céphéides de ces nébuleuses, en avait déduit des distances approchant le million d’années de lumière pour chacune d’elles, apportant ainsi la confirmation de la soit-disante théorie des univers-îles. » ”

Cet article montre qu’il s’agissait d’un travail fondamental très attendu, mais que l’idée des Univers-îles était bien, comme nous l’avons vu, une théorie pratiquement acceptée par la communauté astronomique : le rapporteur parle en effet de confirmation de la théorie. D’autre part il est probable que beaucoup de congressistes, et particulièrement ceux qui étaient directement intéressés par le sujet, étaient au courant. Curtis et Shapley, présents à la réunion ne sont pas intervenus. Pour Curtis cela se comprend puisqu’il était déjà un partisan des Univers-îles. Cela peut paraître plus étonnant pour Shapley. Cependant nous avons retrouvé une note de Harlow Shapley de 1923 qui l’explique peut être. Dans ce document un peu surprenant Shapley reconnaît qu’un faisceau de trois arguments permet d’évaluer la distance de N.G.C. 6822 à une distance d’environ un million d’années-lumière alors même que Hubble n’a pas encore publié ses résultats et qu’il n’a fait qu’en parler oralement et par une courte lettre à Shapley. Ces trois arguments proviennent des travaux de Perrine et de Hubble :

- 1) Perrine a mesuré le diamètre angulaire de cette nébuleuse qu’il situe selon Shapley entre 5 et 10’, ce qui donne une distance située entre 300 et 500 kpcs[7].

- 2) Deux nébuleuses diffuses contenues à son intérieur mesurent 13’’ de diamètre pour une magnitude de 15,6 ce qui leur donne une distance par rapport au Grand Nuage de Magellan de 80 à 200 kpc.

- 3) enfin, écrit Shapley, « Probablement, la meilleur estimation de l’ordre de grandeur de la distance peut être obtenue en estimant que les étoiles supergéantes de mag. 18,5 ont une magnitude photographique absolue = -3 à –4. Dans le Grand Nuage de Magellan, beaucoup d’étoiles semblent avoir une magnitude absolue plus petite que –5 à –3. ce qui est classique pour les étoiles caractéristique du champ galactique et des amas globulaires. Le module [de distance] pour la parallaxe, m-M, résultant de cette estimation raisonnable de la magnitude absolue, est d’environ 22, correspondant à une distance de 250 kpc. Les considérations ci-dessus indiquent toutes que la distance de N.G.C. 6822 est de l’ordre d’un million d’années de lumière. Il apparaît être un grand nage d’étoiles qui est au moins trios à quatre fois plus éloigné que les amas globulaires connus et probablement tout à fait au-delà des limites du système galactique[8]. »”

Ainsi dès 1923 Shapley était pratiquement convaincu que la thèse des Univers-îles était le bon concept pour ces nébuleuses spirales. Sa lettre à Hubble de 1924 pouvait le suggérer mais la note nous apprend que sa conception était déjà ébranlée un an plus tôt.

Dans une lettre de remerciement à Russell, Hubble explique que s’il a été réticent à présenter son travail à la Société, c’est qu’il doutait de ses résultats. En effet il pensait que les résultats de van Maanen sur la vitesse de rotation des galaxies étaient incompatibles avec les siens. Mais maintenant il est certain que les résultats de van Maanen sont erronés et propose à Russell d’examiner ce problème avec lui[9].

Le résumé des travaux de l’année 1923 au Mont Wilson porte la phrase suivante : « Parmi les résultants intéressants dans ce domaine[10] se trouvent les suivants : Hubble a découvert plusieurs étoiles variables Céphéides dans la grande nébuleuse spirale d’Andromède, étude à partir de laquelle il devient possible de déterminer la distance et les dimensions de cette nébuleuse.» Un an plus tard, dans le rapport Annuel de 1924 de l’Observatoire du Mont Wilson, son directeur, Walter Adams signale dans les faits marquants : « Dans le champ des recherches stellaires et nébulaires beaucoup de résultats intéressants ont marqué les travaux de cette année (1925). La découverte par Hubble de variables Céphéides dans des nébuleuses spirales et sa détermination par leurs courbes de lumière lui ont permis d’en déduire des distances et des dimensions linéaires pour plusieurs des plus grandes spirales. La nébuleuse d’Andromède avec une distance d’environ 900 000 années-lumière et un diamètre de 50 000 années-lumière est la plus importante d’entre elles. La distance trouvée pour M33 est aussi d’environ 900 000 années-lumière. Celle de l’objet N.G.C. 6822, ressemblant aux Nuages de Magellan est seulement légèrement plus faible. »

En avril 1925 Hubble publie un article se rapportant à sa communication orale et portant le même titre. Il détaille les méthodes qu’il a utilisé pour obtenir une distance d’environ 930 000 a.l. pour M31 et M33.

Le fait le plus important parmi ces informations, est que ces distances ont été obtenues en utilisant les mêmes méthodes que celles que H. Shapley, avait utilisé pour déterminer les dimensions de la Galaxie. Avec cette méthode, même si les distances exactes pouvaient être discutées, les distances relatives avaient la plus grande valeur et cela n’a d’ailleurs pas échappé à Harlow Shapley lui-même qui s’est avoué convaincu. En effet la distance d’Andromède est bien supérieure au diamètre de la Galaxie, que les mesures de Shapley établissaient à 300 000 a.l.

La même année il publie une étude exhaustive de N.G.C. 6822 qu’il décrit comme semblable aux nuages de Magellan mais beaucoup plus éloignée : 214 000 parsecs contre 34 500 pour le GNM et 31 600 pour le PNM. Pour Hubble les Céphéides représentent un outil fiable pour explorer l’espace extra galactique. Au début de l’année suivante c’est au tour de Messier 33 d’être explorée systématiquement. Cette galaxie diffère de celles qu’il venait d’analyser. Elle est encore plus éloignée, à 263 000 parsecs. Elle contient plus d’étoiles jeunes. La distribution des étoiles se fait symétriquement autour d’un noyau brillant. Sa dimension est très grande et, remarque Hubble, engloberait notre système stellaire même en y incluant les amas globulaires.

3. Hubble approfondit l’étude de M 31 et d’autres systèmes extragalactiques

Un peu plus tard, en 1929, Hubble publie un article de fond sur ses travaux sur M 31 dont les résultats préliminaires avaient été présentés en 1925. On y découvre que pendant que la controverse Curtis-Shapley battait son plein, Hubble étudiait 350 photos de nébuleuses spirales prises sur une période de 18 ans. Les deux tiers d’entre elles avaient été obtenues par lui-même aux télescopes de 1,5 et de 2 m du Mont Wilson. Comme l’image de la nébuleuse est plus grande que le champ des télescopes il sélectionne quatre zones correspondant à 40% de la surface. La méthode employée par Hubble est minutieusement décrite, toutes les mesures sont présentées en tableaux et les photographies des régions étudiées présentées. Les régions externes sont partiellement résolues en étoiles alors que la zone centrale reste non résolue. Il découvre dans ces quatre champs 50 étoiles variables. Quarante sont des Céphéides classiques avec des périodes allant de 10 à 48 jours et des magnitudes photographiques maximales entre 18,1 et 19,3. Il retrouve la relation période-luminosité décrite par ses prédécesseurs et la pente de la courbe est la même que celle qui a été observée dans d’autres systèmes extra galactiques. Hubble calcule alors la distance de M 31 en utilisant la courbe étalonnée par Shapley et trouve 275 000 parsecs.

Il poursuit son étude systématique de M 31 en précisant que parmi les 10 autres variables quatre sont probablement des Céphéides faibles et six des variables irrégulières.

Des novae sont retrouvées au nombre de 63, ce qui ajouté à celles qui étaient déjà connues porte ce nombre à 85. Hubble trace alors leur courbe de luminosité qu’il trouve très semblable à celle des novae de notre Galaxie. Leur magnitude apparente maximale est de 16,5 en moyenne. Connaissant la distance de M 31 il est en mesure de calculer leur magnitude absolue maximale qui est M = -5,7 avec une erreur de 0,5 mag. Les novae sont très fréquentes autour de noyau galactique. A partir des données recensées, il en établit la fréquence à environ 30 par an.

Hubble se consacre alors à l’étude des étoiles brillantes non variables[11] présentes dans M 31 et établit des valeurs moyennes pour ces étoiles à M = -6 et IC = +0,3 à +0,4. Cela lui permet d’estimer d’autres paramètres caractéristiques de la nébuleuse. La densité de M 31 est d’environ 1M_sol par parsec au cube et la densité de luminosité de 9,0 mag par pc³, avec pour le Soleil une relation Masse = 5,5 Luminosité. Ces données montrent que les valeurs estimées pour M 31 sont identiques à celles mesurées dans la Galaxie au voisinage du Soleil.

Dans cet article Hubble donne à M 31 et aux autres nébuleuses spirales étudiées par lui le nom de système extra galactique.

Cette étude est très importante car elle apporte tout un faisceau de preuves sur le fait que ces spirales sont des galaxies : distance, résolution en étoiles, densité et caractères des novae. Le seul point qui diffère de nos données actuelles est celui de la distance. En effet Hubble s’appuie sur l’étalonnage de Harlow Shapley qui ne tient pas compte de l’absorption interstellaire (rougissement).

 Tableau I : Etudes des trois nébuleuses spirales par Hubble entre 1924 et 1929 (dates de publications).

Le tableau I résume les mesures des distances effectuées par Hubble entre 1924 et 1929. A partir de 1927 Hubble commence à se consacrer à deux axes de recherche fondamentaux : la classification des galaxies qui portera son nom et la relation vitesse radiale/distance à l’origine de la découverte de l’expansion. Il publiera cependant en 1935 un court article sur la rotation des spirales étudiée par van Maanen dans lequel il montre le caractère erroné des mesures de ce dernier, chose que van Maanen reconnaît dans un article du même numéro de la revue. C’est la présentation « officielle » de ces articles. En réalité l’analyse des documents d’archives du Mont Wilson, ouvertes à la recherche en 1990, a permis à Brashear et Hetherington de montrer que l’atmosphère était tendue cette année là. Le directeur de l’observatoire, Walter S. Adams et Frederic H Seares[12] durent contraindre Hubble à publier un document édulcoré et les lettres de Adams à John Merriam, président de la fondation Carnegie montrent que Hubble était assez virulent quant à la fausseté des résultats de van Maanen. Adams qui ne voulait pas d’une polémique publique, tout en reconnaissant pourtant la véracité des affirmations de Hubble, dû faire acte d’autorité envers Hubble qu’il dépeint ainsi : »…(Hubble) montra un esprit distinctement non généreux et presque vindicatif. «

La réception des travaux de Hubble est immédiatement positive même si quelques-uns uns gardent des doutes tant que les résultats de van Maanen ne sont pas totalement invalidés (cela sera fait en 1935). Russell est bien sûr convaincu et, pour sa part, Curtis le déclare aussi par écrit en 1933. Une bonne illustration de cette réception est l’article de Jeans de 1932. Alors qu’il avait été plutôt un partisan des idées de van Maanen, il reconsidère ses conceptions sur la nature des nébuleuses spirales et surtout sur leur formation et dans cet article, c’est à la lumière des travaux de Hubble qu’il les envisage.

4. Améliorations ultérieures des mesures de distances

L’amélioration des mesures de distance sera due, principalement à trois éléments : la prise en compte de l’absorption dans les mesures des magnitudes, l’identification de plusieurs types de variables Céphéides et l’amélioration des mesures de parallaxes des Céphéides galactiques.

Russel, dès 1914 avait émis l’hypothèse d’une absorption interstellaire qui pourrait rendre les étoiles apparemment plus éloignées qu’en réalité. Harlow Shapley, quoique co-signataire de l’article déclare plus tard que cette absorption est négligeable et n’en tient pas compte dans sa mesure de la distance des amas globulaires. Cela le conduit à surestimer la dimension de la Galaxie. Pour ce qui concerne l’étude de la distance des nébuleuses spirales, l’absorption intervient surtout dans la calibration de la relation observée par H. Leavitt. Celle-ci est également faussée par le fait que les Céphéides des nuages de Magellan ne sont pas toutes identiques et que la relation période-luminosité n’est pas la même pour les deux types de Céphéides. La troisième source d’erreur est celle de la mesure de parallaxe statistique des Céphéides galactiques. Fernie a montré que par chance ces erreurs se compensent partiellement. Par contre comme la magnitude des variables de type RR Lyrae (m= 23,9)est plus grande que celles des Céphéides typiques, elles n’étaient pas observées dans M31. On comparait donc une relation période-luminosité qui les incluait à des variables qui n’en comportaient aucune. C’est Walter Baade qui en 1952 démontra ce biais.

Actuellement les mesures utilisent les distances mesurées par Hipparcos et aussi d’autres calibrateurs comme les étoiles de la branche horizontale appelées « le groupe rouge » (red clump giants). Une mesure utilisant cette méthode donne pour M 31 la distance de 784 kpc soit environ 5 557 0000 a.l. Mais les Céphéides sont toujours utilisées (voir l’encart). Ainsi, une étude récente de 2007 due à F. Vilardell et al. a utilisé 416 Céphéides de M 31 comparée à des Céphéides de distance connue de même période de pulsation. Le module de distance obtenu est de 24,32 ± 0,12 mag, semblable à celui obtenu par la méthode précédente.

Conclusions

Cette revue historique montre que la question de la distance des nébuleuses, soulevée par Derham en 1733, n’a été résolue que deux siècles plus tard. Après que Bessel ait inauguré les mesures de parallaxes des étoiles, l’application de cette méthode a échoué pour les nébuleuses spirales. C’était, pour beaucoup, un indice de leur grande distance. Mais c’est finalement après des essais successifs, notamment avec les novae et les vitesses de rotation, que le concept fructueux d’échelles de distance a vu le jour. C’est l’enchaînement des observations particulièrement perspicaces d’Henrietta Leavitt et des calibrations de Hertzsprung et de Shapley qui a permis à Edwin Hubble de donner des mesures considérées immédiatement comme fiable par ses collègues. Bien des imprécisions persistaient et chacune s’additionnaient, que ce soit la non prise en compte de l’absorption dans les mesures des magnitudes, les classifications des Céphéides, les mesures de parallaxe des étoiles de références… Tout ceci fait, qu’encore aujourd’hui, des progrès sont encore attendus dans les mesures de distances des galaxies afin de réduire leurs imprécisions. Ce point est fondamental quand on connaît l’importance de ces distances pour des échelles qui s’enchaînent, utilisant d’autres objets plus lointains, et leur impact dans les modèles cosmologiques.

La bibliographie de cette série d’articles est disponible sur simple demande par e-mail auprès de l’auteur.

Encart : Petit formulaire pour les calculs de distances des objets lointains où l’on a détecté la présence d’au moins une Céphéide

Relation période-luminosité des Céphéides.

On obtient d’abord une relation entre la période et la luminosité pour un échantillon d’étoiles donné. Après étalonnage avec des variables de distance connue on obtient la relation :

= a log P + b où est la magnitude absolue moyenne, P la période et a et b des coefficients calculés.

Actuellement on admet : = -2,83 log P - 1,37

Calcul de la distance d’objets éloignés

La formule m-M = 5 log d - 5 permet de calculer la distance d connaissant :

la magnitude mesurée m

la magnitude absolue M calculée à partir de la mesure de la période d’une Céphéide située dans la galaxie étudiée, d’un amas globulaire, ou à partir de la classification spectrale.

d est en parsecs.

Log = logarithme décimal.

On donne parfois une autre formule avec :

m – M = 5 log r où r est la parallaxe en secondes d’arc.

On passe ensuite à la distance avec la formule d = 1/r avec d en parsecs lorsque les angles sont très petits.