"Par l'espace, l'univers me comprend et m'engloutit ; par la pensée, je le comprends"
Blaise Pascal
Théorie
Les étoiles variables
Les étoiles variables sont des étoiles dont l'éclat varie au cours du temps. Dans cette partie, nous étudierons les différentes catégories d'étoiles variables présentées ci-dessous:
Les variables à éclipse
Les variables par rotation
Les variables éruptives
Les variables cataclysmiques
Les variables pulsantes
Les variables à éclipse
Ce sont généralement des systèmes d'étoiles binaires, c'est à dire des étoiles qui gravitent l'une autour de l'autre. Quand on observe ces étoiles et que l'une passe devant l'autre, on constate alors une baisse d'éclat du système.
Les variables par rotation
Sur la photosphère de ces étoiles, se trouvent des régions où la température est de 1000K à 2000K plus faible que la température moyenne
(la température moyenne de la photoshpère du Soleil est de 5780K).
Ces régions se forment à cause de puissants champs magnétique (de l'ordre du Tesla) qui bloquent le phénomène de convection (mouvement de montée de la matière chaude et de descente de la matière froide au sein d’un corps relativement fluide (air, eau, magma, etc.).) et par conséquent l'apport de chaleur venant des couches inférieures de l'étoile.
Ces régions plus froides émettent un rayonnement moins énergétique que le reste de la photosphère, les faisant apparaître plus sombres.
Ces "tâches sombres" sont réparties non uniformément sur la surface, et la rotation de ces étoiles fait qu'au cours du temps, elles ne nous montrent pas la même face.
On peut donc observer une différence de luminosité selon la face de l'étoile que nous voyons. Citons l'exemple du Soleil sur la figure 1 qui est une étoile variable par rotation.
Figure 1 -On observe une région plus sombre sur la photosphère du Soleil i.e une "tâche solaire".
Les variables éruptives
Ces étoiles variables présentent des augmentations de luminosité, parfois très élevées, qui sont dues à des éruptions sur leur surface.
Ces pics d'intensité lumineuse peuvent durer quelques heures, mais leur période d'apparition est imprévisible. Ces éruptions sont comparables à celles du Soleil,
à ceci près qu'elles sont autrement plus violentes.
On peut noter que Proxima du Centaure, qui est l'étoile la plus proche du Soleil, est une étoile de type éruptive.
Les variables cataclysmiques
Ces étoiles sont variables à cause d'un événement dit cataclysmique, comme l'explosion de l'étoile par exemple.
On peut citer comme exemple très connu, les supernovæ, qui sont des explosions d'étoiles (généralement en système binaire) et dont la luminosité devient aussi élevée qu'une galaxie (voir photo de la supernova "1994D" de la figure 2 où on la voit sur le bas-gauche).
Les supernovæ (notamment de type "Ia") sont considérées comme des chandelles standards et sont très importantes pour les mesures de distances cosmologiques (voir module de distance), c'est-à-dire supérieures à 1 milliard d'année-lumière.
Figure 2 -Le point lumineux en bas à gauche de la galaxie NGC 4526 est la supernova SN1994D.
Les variables pulsantes
L'éclat de ces étoiles varie périodiquement. Les courbes de lumières présentées dans la page précédente sont un très bon outil pour observer leur variation d'éclat.
Figure 3 -Diagramme HR où sont situées certains types d'étoiles variables.
La plupart des étoiles variables pulsantes se situant sur la bande d'instabilité. C'est-à-dire, qu'ayant finis de brûler leurs réserves d'hydrogène, elles ont quitté la séquence principale et brûlent de l'hélium, ce qui induit une instabilité: l'équilibre hydrostatique n'est plus vérifié. C'est pour cela qu'elles pulsent. Attention, toutes les étoiles ne deviennent pas des étoiles variables pulsantes une fois qu'elles ont quitté la séquence principale ! Cela dépend de paramètres qui leur sont intrinsèques.
Les pulsantes sont divisées en plusieurs sous-catégories:
Les semi-régulières ou irrégulières
Ce sont des supergéantes de types intermédiaire ou tardif, c'est-à-dire classées du milieu à la fin de la classification spectrale.
Leur période de pulsation est peu prévisible, allant de 20 jours à plus de 5 ans.
Les Miras
Elles représentent 60% des étoiles variables pulsantes observées.
Ce sont des géantes rouges de type M.
Leur magnitude varie de 2,5 à 11 magnitude
Leur période de pulsation est supérieure à 100 jours.
Les Céphéides
Elles représentent seulement 10% de la population des étoiles variables. Elles sont assez connues car elles sont très utiles dans la détermination de distance.
Leur période de pulsation varie généralement de 1 à 80 jours.
La variation de leur amplitude n'excède pas 2 magnitudes.
Elles sont elles-mêmes divisées en 2 sous-catégories:
Céphéides classiques ou δCep : De population I, elles sont plus jeunes. Période de pulsation : 1.5 à 60 jours Amplitude : 0.1 à 1.2 magnitude Type spectral : F6-K2
W-Virginis: De population II, elles sont plus vieilles. Celles-ci diffèrent dans leur métallicité (taux de métaux) plus basse. Période de pulsation : 1 à 50 jours. Type spectral : F6 ou G6 Amplitude : 0.8 à 1.3 magnitude
Les RR Lyrae
La première étoile RR Lyrae a été découverte dans la constellation de la Lyre. Ces étoiles occupent une branche horizontale dans le diagramme HR, c'est-à-dire qu'en moyenne, elles ont plus ou moins toutes la même magnitude absolue. Les RR Lyrae représentent environ 30% des étoiles variables observées, et sont présentes essentiellement dans des regroupements stellaire très dense (plus de 100.000 étoiles) orbitant autour du centre des galaxies, et qui sont appelés amas globulaires. Ce sont généralement de vieilles étoiles, de population II, bien qu'ils puissent en exister des jeunes, ce qui est plus rare. Elles sont souvent de masse comprise entre 0,5 et 0,8 masses solaires.
Elles sont très intéressantes d'un point de vue observationnel: en effet leur période de pulsation étant très courte, elles nécessitent un temps d'observation court. C'est grâce à une RR Lyrae qui se trouvait au centre de la galaxie que, Walter Baade en 1951, a pu déterminer pour la première fois sa distance par rapport à notre Soleil.
En effet, rappelons qu'en connaissant les magnitudes apparentes et absolues d'une étoile, on arrive à déterminer la distance qui nous sépare d'elle (voir module de distance). Il y a une relation qui permet de connaître la magnitude absolue de certaines étoiles variables, comme les RRLyrae. C'est la relation période-luminosité que nous avons vu dans la page précédente.
D'après la classification de Bailey il ya plusieurs types de RR Lyrae:
les RRa, RRb et RRc. Néamoins, on sait aujourd'hui que cette classification est un peu obsolète. On ne fait actuellement plus la distinction entre les RRa et les RRb, que l'on nomme à présent RRab.
De plus, nous avons découvert l'existence des RRd et RRe.Les caractéristiques de ces étoiles ainsi qu'un récapitulatif des caractéristiques des étoiles variables pulsantes se trouvent dans le tableau de la figure 4. Les courbes de lumières des RRab, RRc et RRd et RRe seront étudiées dans la page suivante Mécanismes de pulsation après avoir introduit les prérequis nécessaires.
Figure 4 -Tableau résumant les caractéristiques des étoiles variables pulsantes
