Étoile variable

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Eta Carinae, dans la nébuleuse de l’Homoncule, est une étoile hypergéante variable bleue, dite aussi de type S Doradus.

Une étoile variable est une étoile dont la luminosité varie.

Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme le 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 pendant des périodes de temps beaucoup plus courtes.

Historique[modifier | modifier le code]

Courbe de lumière de Bételgeuse, étoile variable semi-régulière.

Cette variation de luminosité fut découverte au XVIe siècle lors de l'apparition de la supernova de 1572 par Tycho Brahe et l'observation de l'augmentation et la diminution régulière de l'éclat de l'étoile Mira (o Ceti) en 1596. On découvrit de plus en plus d'étoiles variables au fur et à mesure de l'amélioration des instruments d'observation ; actuellement, les catalogues, dont le plus important est le General Catalogue of Variable Stars, contiennent plus de 40 000 étoiles variables ou suspectées de l'être.

À l'origine, la luminosité des étoiles était déterminée visuellement en comparant une étoile avec ses voisines. Plus tard, le développement de la photographie permit de comparer ces luminosités sur une plaque photographique. Actuellement, elles sont mesurées précisément à l'aide d'un détecteur photoélectrique ou à l'aide de caméra CCD.

Ces luminosités sont tracées sur un graphe nommé courbe de lumière qui représente la magnitude en fonction du temps. Ce graphe permet de déterminer l'amplitude des variations et leur période. L'enregistrement de ces courbes de lumière est un des seuls domaines de l'astronomie où les amateurs peuvent réellement aider les professionnels, voire effectuer du vrai travail de recherche.

Classification[modifier | modifier le code]

Strictement parlant, toutes les étoiles sont variables car leur structure et leur luminosité changent avec leur évolution, mais en général ces changements sont très lents. Toutefois, pour certaines phases évolutives, les variations peuvent être extrêmement rapides ou être périodiques, comme la pulsation de la couche externe de certaines étoiles. D'autres petites variations de luminosité peuvent être causées par des taches froides ou chaudes à la surface de l'étoile qui apparaissent et disparaissent avec la rotation de l'étoile sur elle-même. Pour cette raison, le Soleil est une étoile très faiblement variable à cause des taches solaires et il est fort probable que la plupart des étoiles possèdent des taches similaires.

Les étoiles variables sont classées en deux grands groupes, eux-mêmes subdivisés en une multitude de sous-groupes portant généralement le nom d'une étoile qui les caractérise :

Étoiles variables intrinsèques[modifier | modifier le code]

Ce sont des étoiles dont les variations de luminosité sont provoquées par des changements de la structure même de l'étoile. Une étoile variable intrinsèque peut être rattachée à différents types suivant son comportement :

Variables pulsantes[modifier | modifier le code]

Les étoiles pulsantes renferment la plus grande partie des variables. Ces étoiles présentent une variation périodique de leur volume, ce qui se traduit par une modification de leur luminosité :

Type Période Variation (en magnitude) Commentaire
Céphéide 1 à 70 jours Relation étroite entre la période et la luminosité
W Virginis 1 à 70 jours Similaires aux céphéides, mais concernant des étoiles de population II
Mira 80 à 1 000 jours 2,5 à 11 Période et variation extrêmement précises
RR Lyrae 0,05 à 1,2 jours 0,3 à 2
α Cygni 5 à 10 jours < 0,1 Pulsations non-radiales
δ Scuti 0,25 à 5 heures 0,003 à 0,9
β Cephei 3,5 à 6 heures 0,1 à 0,3
RV Tauri 30 à 150 jours Présente deux minima successifs distincts
Semi-régulière 20 à 2 000 jours variable Géantes ou supergéantes dont les variations de luminosité, sans être erratiques, sont peu prévisibles

Variables par rotation[modifier | modifier le code]

Les étoiles variables par rotation voient leur luminosité varier par la présence de taches sombres ou claires à leur surface. Ainsi, lorsque l'étoile tourne sur elle-même, plus ou moins de lumière arrive jusqu'à nous.

Type Période Variation
(en magnitude)
Commentaire
α2 Canum Venaticorum 0,5 à 160 jours 0,01 à 0,1 Étoiles possédant un fort champ magnétique
BY Draconis 1 heure à 120 jours 0,01 à 0,5 Parfois éruptives
Ellipsoïdale < 0,2 Étoiles binaires tellement proches qu'elles sont déformées
FK Comae Berenices quelques jours 0,01 à 0,1 Étoiles géantes à rotation rapide
SX Arietis 0,1 Étoiles chaudes possédant un fort champ magnétique et un déséquilibre en hélium

Variables éruptives (anciennement appelées variables irrégulières)[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Étoile éruptive.

Une étoile variable éruptive connaît une activité soutenue dans sa chromosphère ou sa couronne qui provoque des variations de luminosité impossibles à prévoir et qui peuvent s'accompagner d'un fort vent stellaire ou d'éjections de matière. Les principaux types de variables éruptives sont :

Type Commentaire
FU Orionis Éjections de matière, variations graduelles de plusieurs magnitudes sur plusieurs mois
γ Cassiopeiae Rotation rapide, éjections d'anneaux ou de coquilles de matière
γ Orionis
R Coronae Borealis Supergéantes, diminution de luminosité causée par l'éjection de matière carbonée
RS Canum Venaticorum
S Doradus Supergéantes bleues très lumineuses
T Tauri Étoiles très jeunes, presque en formation
UV Ceti Étoiles orange ou jaunes, variations de plusieurs magnitudes sur quelques secondes
Étoile Wolf-Rayet Étoiles chaudes et massives à un stade d'évolution avancé
YY Orionis

Étoiles variables extrinsèques[modifier | modifier le code]

La variation de luminosité des étoiles variables extrinsèques, telle qu'observée par un observateur terrestre, est due à une cause externe à l'étoile et non pas à une modification de ses propriétés.

Variable optique (ou à éclipses)[modifier | modifier le code]

La cause principale de variabilité extrinsèque est la présence d'une autre étoile autour de l'étoile principale, formant à elles deux une étoile double. Vue sous un certain angle, une de ces deux étoiles peut à intervalles réguliers éclipser l'autre, provoquant ainsi une diminution de la luminosité totale.

Type Commentaire
Algol Composants sphériques
β Lyrae Composants proches déformés par les forces de marée
W Ursae Majoris Composants presque en contact

Variables cataclysmiques (anciennement appelées variables éruptives)[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Variable cataclysmique.
Schéma d'une variable cataclysmique.

Une étoile variable cataclysmique voit sa luminosité évoluer brusquement, généralement sur plusieurs magnitudes, par la suite de phénomènes physiques extrêmement violents.

Dans certains systèmes binaires, les deux étoiles sont si proches l'une de l'autre que la force de gravitation de l'étoile la plus massive arrache une partie de la matière de sa compagne. Dans de nombreux cas, cette masse forme un disque d'accrétion. Ces systèmes sont appelés système binaire en interaction. La distance en deçà de laquelle cette situation peut arriver correspond au « Lobe de Roche » de l'étoile, d'après Édouard Roche, l'astronome ayant créé la théorie de ce genre de système.

Sur l'étoile la plus massive, l'arrivée de cette masse supplémentaire et de composition différente peut, par le déclenchement de réactions nucléaires, provoquer divers phénomènes, parfois cataclysmiques. Les novae classiques, dites aussi récurrentes, sont une des formes les plus spectaculaires de ce phénomène qui se manifeste par d'intenses variations de luminosité. Les novae naines sont une autre catégorie de variables cataclysmiques dont les variations de luminosité, moins spectaculaires, seraient provoquées par une variation de taux d'accrétion dans le disque.

Les variations de luminosité peuvent aussi se produire dans d'autre partie du spectre électromagnétique que le visible, notamment dans le domaines des rayons X. Dans les systèmes nommés binaires X qui seraient constitués d'une étoile normale ou en fin de vie, appelée étoile secondaire et d'une étoile compacte, tel qu'une naine blanche, une étoile à neutrons, voire un trou noir, appelée étoile primaire ; l'interaction de la matière provenant de l'étoile secondaire et de l'intense champ gravitationnel de l'étoile primaire produit une énorme quantité d'énergie dont une partie nous parvient sous forme de rayons X.

Type Commentaire
Nova Explosion suite à la fusion de l'hydrogène à la surface d'une naine blanche
Nova récurrente Étoile ayant manifesté au moins deux explosions de type nova
Variable cataclysmique magnétique Système binaire où une naine blanche possède une fort champ magnétique
Étoile symbiotique Système binaire présentant un transfert de matière de l'une des composantes à l'autre, par vent stellaire ou éjection coronale
AM Herculis Variable cataclysmique magnétique où le champ magnétique de la naine blanche synchronise sa rotation avec sa période orbitale et crée un « couloir » d'accrétion provenant de son compagnon
DQ Herculis Similaire à une variable de type AM Herculis, sans synchronisation
U Geminorum Système binaire où l'une des étoiles dépasse son lobe de Roche
SS Cygni Sous-catégorie de U Geminorum
SU Ursae Majoris Sous-catégorie de U Geminorum présentant en plus des flashes de très forte intensité
Z Camelopardalis Sous-catégorie de U Geminorum où la luminosité de l'étoile peut demeurer constante longtemps après un flash
Z Andromedae Étoile symbiotique où l'une des composantes, très chaude, ionise une partie de l'enveloppe de gaz de l'autre
Binaire X Étoile double théorique formée d'un trou noir et d'une étoile à neutrons
Supernova Fin de vie violente d'une étoile massive à la suite de l'explosion de celle-ci. Classée dans les variables cataclysmiques, il ne s'agit pas d'une variation extrinsèque.

Galerie[modifier | modifier le code]

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]