Étoile variable Article, Signification, Explication
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.
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Cette variation de luminosité fut découverte au XVIe siècle lors de l'apparition de la supernova de 1572 par Tycho Brahé 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 camera 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 domaine de l'astronomie où les amateurs peuvent réellement aider les professionnels, voire effectuer du vrai travail de recherche.
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 extrêment 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, notre 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 :Historique
Classification
| 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 Ã 1,2 jours | 0,3 Ã 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 | |
| Variable semirégulière | 20 à 2 000 jours | variable | Géantes ou supergéantes dont les variations de luminosité, sans être erratiques, sont peu prévisibles |
- Variables par rotation :
| 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 erruptives |
| Variable ellipsoidale | < 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) :
| 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 |
| 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) :
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 coronnale |
| 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'acrétion 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 explosion de celle-ci. Classée dans les variables cataclysmiques, il ne s'agit pas d'une variation extrinsèque. |
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