Etoiles variables
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Etoiles variables nébulaires
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T Tauri - Etoiles très jeunes, protoétoiles présentes dans les nébuleuses
T Tauri est une étoile variable située dans l'amas des Hyades, à 600 al, dans la constellation du Taureau.
T Tauri est un système de 3 étoiles. 2 étoiles émettent dans l'infra rouge. L'étoile T Tauri proprement dite est la seule à émettre dans le visible. C'est une étoile très jeune. Son age est estimé à un million d'années. Sa magnitude varie de 9.3 à 14 de façon imprévisible.
Les étoiles de type T Tauri sont des étoiles jeunes (< 10 millions d’années), dans une phase intermédiaire entre étoiles et proto étoiles, souvent entourées d’un disque d’accrétion. Elles sont localisées dans un nuage de matière interstellaire chaude et présentent des variations brusques et imprévisibles (flash lumineux).
Les étoiles T Tauri sont des protoétoiles, en cours de contraction, de grand diamètre. Leur source d’énergie est gravitationnelle. La contraction avançant, la température centrale augmente : l’étoile se rapproche de la Séquence Principale dans le diagramme HR.
Voir la présentation de l'observatoire de Marseille
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FU Orionis
Les étoiles de type FU Orionis gagnent 5 à 7 magnitudes sur des durées de quelques mois à un an, puis après quelques oscillations de 1 à 2 mois, se stabilisent à leur éclat maximal. Corrélativement, leur spectre passe d’un type avancé relativement froid au type A ou F, ce qui montre une grande élévation de température.
Elles sont toutes associées à des nébuleuses. Elles sont certainement très jeunes, à un stade de pré séquence principale.
V1057 Cygni est du même type
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Objets de Herbig-Haro
Ces objets, bien que d’aspect stellaire, ne sont pas encore condensés autant qu’une véritable étoile. Des observations ont montré un cœur condensé entouré d’une enveloppe qui rayonne en IR. Ce cœur semble être une protoétoile au début de sa contraction gravitationelle. Fréquemment, deux jets opposés sont émis, qui produisent une onde de choc sur le milieu ambiant. Dans tous ces objets étudiés, les changements sont rapides.
La température de la nébuleuse est de l’ordre de 1.000°. Dans la nébuleuse, on trouve de petits grains de silicates.
La masse des objets de Herbig-Haro est comprise entre 0,2 et 3 masses solaires.
Leur diamètre va de 1 à 5 diamètres solaires.
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Delta Cephei (Prototype des variables de type Céphéide) :
Delta Cephei a une période de 5.36 jours. Sa magnitude varie de 3.6 à 4.3. Son type spectral fluctue de F5 Ib à G2 Ib.
Les céphéides classiques (modèle δ Céphée), ont un type spectral qui va de F, pour les étoiles de plus courte période, à K pour les plus lentes.
Ce sont des étoiles jeunes (type I) du disque galactique, géantes ou supergéantes, majoritairement de type G (jaunes), dont l’éclat varie de 0,1 à 2 Mv dans une période comprise entre 1 et 135 jours. Les plus lentes sont les plus lumineuses.
Ce sont des étoiles de 100 à 30 000 fois plus lumineuses que le Soleil.
Variables périodiques, pulsantes, régulières
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RR Lyrae (Prototype de ce type de variable pulsante) :
L'étoile RR Lyrae varie entre les magnitudes 7,06 et 8,12. Sa période est de 13 heures 36 minutes. Sa courbe de lumière est fortement asymétrique : montée en 2 h 35, déclin en 11 h. Son type spectral varie de A8 à F7.
Les RR Lyrae sont des étoiles agées que l'on trouve dans les amas globulaires et le bulbe galactique. Elles ont des variations comparables à celles des céphéides. Leur période de variation de luminosité est courte (0,2 à 1,1 jour).
Provenant de la Séquence Principale, elles ont gravi la branche des Géantes Rouges, subi le flash de l’hélium, puis ont atteint la Branche Horizontale. Là, elles sont arrivées dans la zone d’instabilité où elles subissent les pulsations. Leur position dans cette bande du diagramme HR montre que leur température effective est comprise entre 6.100 K et 7.400 K. Ce sont donc des étoiles un peu plus chaudes que le Soleil.
La masse d’une RR Lyræ est très concentrée. Le diamètre de l’étoile est compris entre 4 et 6 fois celui du Soleil. On considère que le cœur a un diamètre de l’ordre de 5 fois celui de la Terre (70.000 km). Il représente donc seulement 1 % du diamètre de l’étoile, et pourtant contient la quasi totalité de la masse : 0,5 M⊙. L’enveloppe, qui occupe presque tout le volume de l’étoile, ne représente que 0,001 M⊙.
Les RR Lyræ sont subdivisées en deux sous-classes :
RRab : La montée de lumière est très rapide. La descente est rapide, mais moins. La luminosité est pratiquement constante pendant une demi-période au minimum (malgré de légère variations). L’amplitude de variation est entre 1,3 et 0,9 magnitudes. La période est comprise entre 12 et 15 heures.
RRc : La luminosité change tout le temps, et assez lentement. L’amplitude est de l’ordre d’une demi-magnitude. La période de 8 à 10 heures.
Elles sont également utilisées comme chandelles standard.
Ce chapitre s'appuie en grande partie sur une présentation réalisée par l'Observatoire de Marseille sur les étoiles pulsantes .
Quelques exemples d'étoiles variables pulsantes
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W Virginis :
La magnitude de W Virginis varie de 8.3 à 5.5. Sa période est de 17.27 jours. Son type spectral varie de F0 à G0. Sa classe de luminosité est Ib.
Ce sont des Céphéides de population II, vieilles. Elles sont situées dans le halo galactique, et dans les amas globulaires.
Leur courbe de lumière est d’allure différente des céphéides. Leur spectre montre d’intenses raies du calcium ionisé en émission.
Leurs périodes sont soit inférieures à 2,5 jours, soit supérieures à 10 jours. Enfin, leur amplitude est souvent supérieure à 1 magnitude.
Un peu d'histoire
Henrietta Swan Leavitt découvre (1908 / 1912) à l'Université de Harvard que la période des étoiles variables de type Céphéide est d'autant plus grande qu'elles sont lumineuses.
E. Hertzsprung (1913) et Harlow Shapley (1918) réalisent l'étalonnage des Céphéides qui deviennent des 'chandelles standard' pour mesurer la distance des astres. Aucune ne se trouvant à moins de 200 al. , il a fallu attendre le satellite Hipparcos pour réaliser des mesures de parallaxes trigonométriques sur ces objets.
Comme elles sont intrinsèquement très lumineuses, on peut les observer à grande distance. Elles sont visibles jusqu'à 100 millions d'années lumières. C'est grâce à cette méthode que Hubble prouve en 1923 que la 'nébuleuse spirale d'Andromède' (M31) est un 'Univers- île' situé bien au-delà de la Voie Lactée.
Walter Baade montre (1944 - 1952) qu'il existe en fait 2 populations de pulsantes Céphéides, les étoiles jeunes (Type I) et les étoiles plus vieilles (Type II - prototype W Virginis) dont les courbes de luminosité sont séparées de 1.5 magnitudes.
Pour en savoir plus
Voir les liens de l'Observatoire de Paris sur les Céphéides et la Relation période-luminosité.
Une présentation de Pascal Fouqué ,
Un article du site Luxorion
Les variations lumineuses s’accompagnent de variations :
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de température (type spectral) ;
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de diamètre ;
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de vitesse des couches extérieures.
Voir l'animation en cliquant sur le graphique ci contre
Crédit Observatoire de Marseille
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Delta Scuti :
Etoiles jeunes, géantes entre A0 et F5, de période de variation de luminosité courte (qq heures) et d’amplitude 0,03 à 0,9 Mv.
Ces étoiles variables pulsantes ont un mécanisme semblable aux Céphéides.
Etoiles du même type : Véga (Alpha Lyrae), Caph (Beta Cas), Denébola (Béta Leonis)
Origine physique des pulsations : ionisation de l’enveloppe
L’énergie nucléaire centrale ne joue aucun rôle : les conditions physiques dans le cœur de l’étoile ne varient pas, seules les couches extérieures pulsent. Elles subissent des oscillations acoustiques purement radiales.
Les variations de température sont produites dans l’atmosphère par une modulation de sa transparence qui piège ou libère l'énergie de rayonnement. Ces oscillations sont excitées par un mécanisme lié aux propriétés d'absorption du rayonnement par la matière, le kappa-mécanisme.
Etoiles variables explosives
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Omicron Ceti (Mira) - Etoile binaire symbiotique
Omicron Ceti est une étoile binaire de la constellation de la Baleine, constituée d'une géante rouge, Mira A et d'une naine blanche, Mira B (VZ Ceti). Leur période de révolution est de 250 ans.
Mira A est une étoile variable périodique, une géante rouge en phase d’instabilité (Contraction / expansion de l’enveloppe) . Sa périodicité est de 332 jours. Son type spectral varie de M2 à M7 III
Les étoiles de type Mira Ceti sont des variables symbiotiques à longue période (80 à 1000 jours) à spectre de raies d’émission caractéristique.
Hormis Eta Carinae, Mira est la plus brillante variable périodique dans le ciel qui ne soit pas visible à l'œil nu durant une partie de son cycle. Sa magnitude varie de 2 à 10. Le maximum de Mira était en juin 2014, depuis elle décline. Son minimum sera en janvier 2015
Voir les prédictions AAVSO de maxima et minima d'étoiles variables : Bulletin 77 pour 2014
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Variables Symbiotiques - Systèmes binaires
Voir le chapitre dédié sur la fin de vie des étoiles
Les étoiles symbiotiques sont des systèmes binaires dans lesquels il y a un transfert de matière.
Le système binaire est composée de :
Une étoile chaude, généralement une naine blanche
Une étoile massive plus froide :
Généralement une géante rouge (80%),
Une géante variable type Mira Ceti (20%),
Ou plus rarement une géante de la séquence principale ou une étoile à neutrons.
Etoiles variables ayant un spectre composé de raies d'émission et d'absorption.
Etoiles prototypes : Z Andromedae, RR Telescopii, R Aquarii, CH Cygni
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Type Z Andomedæ
Les étoiles symbiotiques présentent deux spectres superposés :
un spectre normal de géante rouge M, ou quelquefois K ;
un spectre d’étoile chaude à émission bleue, beaucoup moins lumineux.
Ce sont donc des systèmes doubles, alliant une composante bleue (trop faible pour être séparée spectroscopiquement) à une composante rouge.
Les étoiles symbiotiques ressemblent aux variables à longue période ; le compagnon très chaud variable perturbe. Les variations pseudo-périodiques sont produites par la composante rouge brillante. Les maxima importants sont produits par la composante bleue.
Voir la présentation de l'observatoire de Marseille
Classification des étoiles variables
1) Variables éruptives ou cataclysmiques
Certains types d'étoiles ont fait l'objet de descriptions dans les chapitres sur les étoiles massives
(Entre parenthèse) : Type de variable GCVS
FU Orionis (FU) Etoiles de Type T Tauri
Gamma Cassiopeia & étoiles Be (GCAS) Etoiles en rotation rapide créant un bourrelet équatorial
Irrégulières (IA, IB, IN, IS)
R Coronae Borealis (RCB) Eruptives et pulsantes
RS Canum Venaticorum (RS) Binaires serrées avec spectre d'emission
S Doradus (SDOR) Hypergéantes lumineuses bleues
UV Ceti (UV) Etoiles à éclats (Flare)
Wolf -Rayet (WR)
Documents en référence :
'Light Curves of Variable Stars' - Cambridge - C. Sterken, C.Jaschek
Site de l'Observatoire de Marseille
Wikipédia
2) Variables pulsantes
L'instabilité de ces étoiles est provoquée par des variations de l’opacité de l’atmosphère de l'étoile.
Sans onde de choc : Céphéides, W Virginis, δ Scuti, β Canis Majoris ;
Avec onde de choc : RR Lyræ ;
Alpha Cygni (ACYG) Be-Ae pulsantes, supergéantes
Beta Cephei (BCEP)
Céphéides (CEP, DCEP) Pulsantes radiales
W Virginis (CW)
Delta Scuti
Irrégulières lentes (L)
Mira Ceti (M) Variables à Longue période
PV Telescopii (PTEL) Supergéantes à Hélium
RR Lyrae (RR)
RV Tauri (RV)
Variables semi régulières (SR)
SX Phoenicis stars (SX) Sous naines pulsantes
ZZ Ceti (ZZ) Naines blanches pulsantes (Hydrogène ou Hélium)
La bande d’instabilité est une bande presque verticale, dans le diagramme HR. Cette bande indique la place des étoiles variables pulsantes radiales.
Comment explique-t-on que, de part et d’autre, il n’y ait pas de pulsations ? Par le fait que la bande d’instabilité correspond aux températures qui permettent l’ionisation de l’hélium, et accessoirement de l’hydrogène.
3) Variables en rotation
On trouve notamment dans cette classification les pulsars (PSR), les étoiles ellipsoïdales (ELL), les étoiles dont la surface présente une luminosité non uniforme.
4) Variables cataclysmiques, Novae et Supernovae
Ces types d'étoiles variables ont fait l'objet de descriptions dans les chapitres précédents sur les étoiles massives et les étoiles binaires.
Novae (N)
Nova like (NL)
Supernovae (SN Ia, SN Ib&Ic, SN II)
U Geminorum (UG) Novae naines
Z Andromedae (ZAND) Etoiles symbiotiques
5) Variables à éclipse
Il s'agit d'éclipses d’une composante par l’autre dans un couple stellaire
Les principaux types d'étoiles variables à éclipse (classification a ) sont les suivants :
Algol - Beta Persei (EA) Etoiles détachées
Sheliak - Beta Lyrae (EB) Etoiles semi-détachées (Lobes de Roche)
W UMa (EW) Couple d'étoiles naines
6) Variables à source X
Quelques exemples de ce type de variable :
A bursts de rayons X (XB)
Binaires X à jets relativistes (XJ)
Pulsar (XP)
Irrégulières (XI)
....
Catalogues d'etoiles variables
GCVS : General Catalogue of Variable stars
AAVSO : American Association of Variable Stars Observers. Classification AAVSO
Qu’est-ce qu’une étoile variable ?
Selon l'Observatoire de Marseille,
Une étoile variable est une "étoile dont l’éclat visuel varie au cours du temps". Cela permet d’englober les T Tauri, les variables à éclipses, les céphéides, les novæ ...
Elle n’intègre pas les autres longueurs d’ondes : gamma, X, infrarouge, UV, que les moyens modernes nous permettent d’observer. On pourrait la généraliser : "étoile dont la luminosité, dans une ou plusieurs gammes de longueurs d’ondes, varie avec le temps".
Un résumé des différents types d'étoiles variables sur le diagramme HR
(Crédit Wikipédia)
Glossaire des variables en mode acoustique :
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SPB : Slowly Pulsating B stars
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PNNV (Planetary Nebula Nuclei Variable),
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DOV, DQV (DQ Herculis) sont des pré naines blanches à pulsation de type GW Vir (mode vibratoire de 1000s à 100 000s)
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DBV : Variable naine à atmosphère d'hélium de type type V777 Her
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DAV : Variable naine à atmosphère d'hydrogène de type ZZ Ceti
Classification des étoiles variables
Les critères de classification des étoiles variables sont basés :
Sur les critères astrophysiques des étoiles,
Sur les types de courbes photométriques.
La variabilité des étoiles est
Intrinsèque, provoquée par des changements de la structure même de l'étoile (pulsantes, en rotation rapide, cataclysmiques ..)
ou extrinsèque (variables optiques à éclipse ..)