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Tout d'abord, dans cette partie, nous expliquerons les mécanismes de pulsations des variables pulsante.
Par la suite, nous nous appliquerons à expliquer ce qu'est un mode de pulsation, ce qui va nous servir à définir précisement les différents types de RR Lyrae.
Enfin, nous nous intéresserons à l'effet Blazhko, un phénomène périodique affectant la majorité des RR Lyrae et qui engendre de grandes incertitudes dans la determination de distances interstellaires.

Comme nous l'avons expliqué précédemment, une étoile est en équilibre hydrostatique la majeure partie de sa vie. C'est-à-dire que les forces de pressions dues aux réactions thermonucléaires compensent exactement les forces de gravité.
Pour certains types d'étoiles, les étoiles variables pulsantes, l'équilibre hydrostatique n'est pas respecté à chaque instant.
En effet, lorsque l'étoile vieillit, et a épuisé les réserves d'hydrogènes de son noyau (il est utile de préciser pour la suite que l'étoile contient aussi de l'hydrogène dans la couche juste au dessus du noyau), elle va brûler l'hélium et les métaux (éléments lourds). Ces réactions thermonucléaires libérant plus d'énergie, cela va provoquer une instabilité de l'équilibre hydrostatique.
C'est-à-dire que des mécanismes rentrent en jeu sous la surface de l'étoile, engendrant sa contraction et sa dilatation de manière périodique, s'accompagnant d'une variation de luminosité. L'étoile pulse. Ces mécanismes sont regroupés sous le nom de \( \kappa \)- \(\gamma \)-mécanisme.

\( \kappa \)- \(\gamma \)-mécanisme

Durant la contraction de l'étoile, l'énergie mécanique se transforme en énergie thermique, ce qui va provoquer une augmentation de la température. À partir d'un certain moment, l'énergie mécanique va se transformer en énergie d'ionisation. Dans le cas des RR Lyrae, l'hydrogène (celui de la couche juste au dessus du noyau) et l'hélium vont être ionisés (dans le cas d'autres étoiles variables pulsantes, ce sont les métaux qui vont être ionisés), la température va rester constante, mais la densité va continuer à augmenter. Or, l'opacité étant proportionnelle à la densité, elle va augmenter et va au fur et à mesure piéger le rayonnement (produit par les réactions thermonucléaires). La force de pression va devenir tellement élevée qu'elle va supplanter la force de gravité et ainsi libérer une grande quantité d'énergie pendant un cours laps de temps, provoquant ainsi une onde de choc. Cette dernière va se propager vers l'extérieur de l'étoile, provoquant son expansion. Le rayon de l'étoile va augmenter, la densité (et donc l'opacité) va aussi régresser, et l'hélium et l'hydrogène vont redevenir neutres. Au bout d'un certain temps, la force de gravité va de nouveau prédominer, et une nouvelle contraction se produira.

Les modes de pulsation d'une étoile

Définition d'un mode de vibration

Si on excite une corde avec une vibration stable entre deux points fixes, elle acquiert un état vibratoire, appelé mode propre de vibration. La fréquence minimale à laquelle peut vibrer une corde est appelée « mode fondamental » de vibration.
Les autres modes de vibration ont des fréquences qui sont des multiples de celle du mode fondamental tel que :

\(f_n=n \cdot f_1\)

• \(n\) : entier naturel
• \(f_n\): fréquence propre en \( jours^{-1}\)
  • Pour \(n=0\) : \(f_0\) est la fréquence du mode fondamental
  • Pour \(n \ge 1\) : \(f_n\) est la fréquence d'un harmonique de rang n

Exemple : Si \(n=2\), \(f_2\) est la fréquence de l'harmonique de rang 2 ou « 1^er harmonique ».

L'animation suivante présente 3 modes de vibration d'une corde :

Astérosismologie

L'astérosismologie est la discipline qui étudie les mouvements sismiques à l'intérieur des étoiles où ces derniers sont faibles. La pulsation stellaire, quant à elle, est l'étude des mouvements sismiques de plus grande amplitude. En ce qui concerne le Soleil, on parlera de héliosismologie.
Dans les étoiles pulsantes, les mécanismes de pulsation vont créer des pulsations radiales dans l'atmosphère de l'étoile.
Il existe 2 types de modes de pulsations dans une étoile :

• Les modes de gravité ou « g-modes »: Ils entrent en jeu quand c'est la gravite qui "déséquilibre" à l'équilibre hydrostatique. On les trouve géneralement dans certaines étoiles de la séquence principale. Les fréquences de ces modes sont des fréquences basses. Les ondes de gravité se propagent dans les régions profondes de l'étoile. Leur force de rappel est la poussée d'Archimède.
• Les modes de pression ou « p-modes »: Ils entrent en jeu quand ce sont les forces de pression qui "déséquilibrent" à l'équilibre hydrostatique, comme c'est le cas pour les RR Lyrae. Les fréquences de ces modes sont des fréquences hautes. Les ondes de pression se propagent vers la surface de l'étoile. Leur force de rappel est la force de pression du gaz.
  Les ondes concernées par ces modes sont des ondes acoustiques. L'étoile émet donc une « musique ». C'est en analysant cette musique qu'on peut obtenir les propriétés fondamentales des étoiles, comme la température, la rotation, la masse, etc. On peut aussi écouter cette musique en associant à chaque harmonique de mode de pulsation des notes de musiques ( Mi, Fa, Sol).

Comme vous l'avez déjà sans doute constaté, un lecteur audio avec une musique "étrange" est présent dans la barre de navigation. C'est la musique d'une étoile!

En ce qui concerne les étoiles variables pulsantes, notamment les RRLyrae, elles sont soumises au p-modes. En effet, elles ont brûlés tout leur hydrogène, et sont devenus instables. C'est le p-mode qui œuvre pour rétablir l'équilibre hydrostatique. On ne trouve donc pas de g-modes dans ce type d'étoiles.

Sources

• Ondes de choc, turbulence et modulations cycliques dans l'atmosphère de l'étoile variable pulsante RR Lyrae, Merieme Chadid, 1996
• Asteroseismoly, C. Aerts, J. Christensen-Dalsgaard, D.W. Kurtz, 2010

Courbes de lumière des RR Lyrae

Dans la page précédente, nous avions mentionné qu'il existait différents types de RR Lyrae, qui ont chacun leurs caractéristiques, d'après Bailey. Décrivons brièvement, les courbes de lumières des RR Lyrae, maintenant que nous sommes familiers avec la notion de mode de pulsation.

Les RRab

Les RRab ont une courbe de lumière asymétrique et de forte amplitude (0,9-1,3 magnitudes). Leur période de pulsation est en général comprise entre 0,3 et 1 jour. Elles pulsent dans le mode radial fondamental. L'étoile RR Lyrae (première étoile présentant les caractéristiques des RR Lyrae, c'est un prototype) elle-même est une RRab

Les RRc

Les RRc ont une courbe de lumière qui ressemble à une sinusoïde, dont l'amplitude est plus faible que celle des courbes de lumières des RRab (moins de 0,5 magnitudes). Elles pulsent dans le mode radial du 1^er harmonique. Leur période de pulsation se situe entre 0,2 et 0,5 jours.

Les RRd

Les RRd pulsent radialement dans 2 modes. Le mode fondamental et le mode du 1^er harmonique. Le 1^er harmonique a une période comprise entre 0.2 et 0.5 jour. Généralement, l'amplitude de la fréquence du 1^er harmonique est plus élévé, ce qui en fait le mode dominant.

Les RRe

Les RRe pulsent radialement dans le mode du 2^ème harmonique. Cette classe est encore à confirmer.

L'effet Blazhko

Du nom de celui qui l'a découvert il y a plus d'un siècle, Serge Blajko, l'effet blazhko concerne plus de 50% des RR Lyrae. En effet, quand on observe une RR Lyrae blazhko et qu'on fait une courbe de lumière avec les données reccueillies, on constate une modulation de l'amplitude et de la période. C'est un phénomène périodique. Cet effet reste à ce jour toujours incompris, et pose problème dans la détermination des distances interstellaires.

Sources

• Ondes de choc, turbulence et modulations cycliques dans l'atmosphère de l'étoile variable pulsante RR Lyrae, Merieme Chadid, 1996
• Chadid, 2012 A&A 540,68
• https://lagrange.oca.eu/spip.php?article673

Dans la partie suivante, nous expliquerons la manière dont nous avons procédé pour réaliser le suivi observationnel d'une RR Lyrae, RW Cnc, afin d'étudier sa pulsation.