Qu'est ce qu'une étoile variable?
De manière générale, une étoile variable est une étoile dont la luminosité varie.
Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme notre Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,1% sur un cycle de 11 ans),
la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible sur des périodes de temps beaucoup plus courtes.
La découverte de cette variation remonte à l'observation de l'étoile Mira en 1596 par Tycho Brahé qui mesura l'augmentation puis la diminution régulière de son éclat.
Depuis, la liste des étoiles variables ne cesse de s'allonger et le principal catalogue actuel le "General Catalogue of Variable Stars" en dénombre plus de 40000.
Les différents types d'étoiles variables
Il existe deux types d'étoiles variables:
Nous nous interesserons essentiellement à la première catégorie ; celle-ci peut également se subdiviser en 3 sous-catégories:
- Les variables pulsantes.
- Les céphéides :
- Les RRlyrae :
- Les variables par rotation
- Les variables éruptives ou variables irrégulières
Il s'agit de la principale catégorie. Elle est constituée d'étoiles qui présentent une variation périodique de leur volume. Cette variation entraine donc une modification de l'éclat de l'étoile. Il existe différents types de variables pulsantes: les céphéides classiques, les RRlyrae, les W virginis... C'est notamment les céphéides et les RRlyrae que nous allons étudier.
Les céphéides sont des géantes et supergéantes. Elles ont des masses le plus souvent comprises entre quatre et douze masses solaires. Les fluctuations de leur éclat s'observent sur des périodes s'étirant entre une journée et un mois et demi. Dans la plupart des cas, entre 5 et 8 jours. Les variations sont d'une grande régularité.
La courbe de lumière, dont l'amplitude s'établit en général entre 0,5 et 1, parfois jusqu'à 2 magnitudes, présente une asymétrie marquée : l'augmentation de luminosité est plus rapide que sa décroissance. (cf. Le mécanisme de pulsation des étoiles variables)
Deux groupes principaux de céphéides peuvent être distingués : les céphéides typiques, avec pour chef de file Delta Cephei (Céphée), sont des étoiles de population I, caractéristiques du disque de la Voie Lactée. Les W Virginis (Vierge) sont de population II, et on les rencontre surtout dans le halo de la Galaxie.
Les RR Lyrae ressemblent aux céphéides, en moins lumineuses (mais quand même une centaine de fois plus que le Soleil!). Leurs périodes sont aussi plus courtes : de l'ordre de dix à vingt. Tout comme les céphéides de type I, les RR Lyrae affichent une régularité d'horloge dans leur pulsation.
Environ 7000 variables du type RR Lyrae ont été répertoriées, parmi lesquelles deux sous-types sont distingués : les RRab, qui rassemblent des étoiles telles que RR Lyrae (Lyre), elle même, et les RRc, des étoiles plus rares et dont les périodes sont encore plus courtes.
Les étoiles variables par rotation voient leur luminosité varier par la présence de tâches sombres ou claires à leur surface. Ainsi, lorsque l'étoile tourne sur elle-même, plus ou moins de lumière arrive jusqu'à nous.
Une étoile variable éruptive connaît une activité soutenue de son atmosphère qui provoque des variations de luminosité impossibles à prévoir et qui peuvent s'accompagner d'un fort vent stellaire ou d'éjections de matière.
L'intéret de ces étoiles
La régularité des variations des étoiles variables pulsantes se traduit par une relation entre leur période et leur luminosité. Cette relation a été découverte par Henrietta Leavitt en 1912.
Elle indique que la luminosité absolue de ces étoiles augmente avec leur période : les plus lentes sont les plus lumineuses.
Il lui a donc été possible de déterminer la relation suivante grâce à ses observations :
M = a·( log(P) - 1) + b
avec M la magnitude absolue, P la période de pulsation et a et b des constantes qui dépendent du type d'étoile considéré.
Par ailleurs il existe de même une relation entre la magnitude absolue, la magnitude relative et la distance entre l'observateur et l'étoile. En effet si la lumière qu'émet l'étoile reste la même, son éclat perçu va diminuer avec la distance.
On a ainsi pu établir la relation suivante :
m - M = 5·log(d) - 5
avec m la magnitude relative ( ou apparente ) et d la distance de l'étoile.
connaissant la magnitude apparente de l'étoile grâce à des séries de mesures et sa magnitude absolue grâce à la détermination de sa période de pulsation, il va donc être possible d'en déduire la distance qui nous sépare de l'étoile considérée.
Ainsi nous pourrons par exemple determiner la distance d'un amas d'étoiles si on parvient à determiner la distance d'une étoile variable de cet amas.
