variables, étoiles - astronomie. 1 PRÉSENTATION variables, étoiles, étoile dont la luminosité (ou l'éclat) varie au cours du temps, périodiquement ou non, sur des échelles de temps très courtes par rapport aux échelles de temps associées à l'évolution stellaire. L'origine de la variabilité des étoiles est extrêmement diverse. Selon le type d'étoiles considérées, la variation de luminosité est intrinsèque à l'étoile (variables pulsantes) ou bien extrinsèque (binaires à éclipses). Lorsque les étoiles variables manifestent « une pulsation «, leurs variations d'éclat sont dues à ce qu'elles se dilatent et se contractent. Toutes les étoiles voient probablement leur éclat varier légèrement d'une façon plus ou moins périodique, y compris le Soleil. De telles variations peuvent être à peine mesurables. Cependant, certaines étoiles, celles qui sont dites proprement variables, ont un éclat qui varie fortement. Certaines montrent des variations périodiques, d'autres sont fortement irrégulières. Le cycle de variation peut être de quelques heures ou de quelques jours, mais il peut aussi s'étendre sur des années. L'éclat des étoiles variables peut changer graduellement ou brusquement. 2 BINAIRES À ÉCLIPSES Certains systèmes binaires forment ce qu'on appelle des « étoiles variables à éclipses «. Les systèmes de ce type sont composés d'un membre brillant et d'un partenaire plus sombre. Lorsque l'étoile plus sombre éclipse la plus brillante, l'intensité de la lumière observée depuis la Terre fluctue régulièrement, ce qui classe le système au sein des étoiles variables. 3 HÉLIOSISMOLOGIE, ASTÉROSISMOLOGIE Toute étoile est, en réalité, intrinsèquement variable, puisque toute manifestation affectant momentanément sa luminosité la classe dans cette catégorie. Le Soleil, par exemple, est soumis à des pulsations de très courte amplitude et de courte période (5 minutes environ). Ces pulsations dérivent des oscillations globales du Soleil, notamment d'une des oscillations radiales qui affectent le rayon solaire. Le Soleil, en effet, se « gonfle « et se « dégonfle « régulièrement, ce qui engendre notamment une légère variation de sa luminosité (voir photosphère). L'héliosismologie est une discipline récente de l'astrophysique qui a pour objectif d'étudier et de modéliser les oscillations solaires. Les étoiles sont, elles aussi, soumises à ce type de phénomènes. L'astérosismologie est une discipline née à la fin des années soixante-dix ; elle regroupe toute étude portant sur les oscillations stellaires. Le Soleil et les étoiles, regroupés sous le terme générique de variables pulsantes, sont ainsi considérées comme des cavités résonantes dont les modes de pulsations, observés en photométrie et en spectroscopie, procurent des informations précieuses sur la structure physique profonde de l'étoile. 4 VARIABLES PULSANTES ET INDICATEURS DE DISTANCE Certaines variables pulsantes très lumineuses et dotées d'une variabilité d'une grande amplitude, comme les céphéides, les étoiles RR Lyrae, les étoiles Mirae, sont très précieuses car elles servent à la détermination des distances. En effet, l'établissement d'une relation phénoménologique entre la luminosité intrinsèque et leur période de variabilité permet de les utiliser comme indicateurs de distances, soit pour des galaxies (distance extragalactique) soit pour des amas globulaires (distance galactique). 4.1 Céphéides Certaines variables, nommées céphéides, montrent une variation périodique, dont la période va d'un jour environ à une centaine de jours. Elles sont toutes des centaines de fois plus lumineuses que le Soleil (300 à 40 000 luminosités solaires), alors que leur température de surface (6 000 K) est comparable à celle du Soleil. Les céphéides sont nommées d'après l'étoile prototype delta Céphée (? Cep) située dans la constellation Céphée, proche du pôle Nord céleste. Cette étoile, découverte en 1784, a une période de 3 à 4 jours, et sa luminosité apparente varie d'un facteur 30 à 50. On distingue deux classes de céphéides. La première réunit les céphéides dites classiques (céphéides de type I). Celles-ci sont des supergéantes de masse intermédiaire (3 à 9 fois la masse solaire) observées dans les bras des galaxies spirales. Les céphéides de type II sont également des étoiles évoluées, mais leur masse est plus faible (de l'ordre d'une masse solaire) et sont près de deux fois moins lumineuses. Observées dans le halo galactique, notamment dans les amas globulaires, et le vieux disque de notre Galaxie, les céphéides de type II sont de vieilles étoiles de faible métallicité (population II). Les pulsations des céphéides résulteraient d'un phénomène d'instabilité thermique intervenant au sein de l'enveloppe stellaire alternant contraction et expansion à des vitesses de l'ordre de 30 à 60 km/s. Plus la période d'une céphéide est longue, plus l'éclat moyen de l'étoile est élevé. Cette relation entre la luminosité et la période, découverte en 1912 par l'astronome Henrietta Leavitt, s'est révélée d'un intérêt inestimable pour la mesure des distances stellaires, en particulier pour les galaxies voisines. Au total, 700 céphéides ont été identifiées dans notre Galaxie et des milliers d'autres permettent de mesurer les distances des galaxies voisines (jusqu'à 4 mégaparsecs). La relation période-luminosité dépendant de la composition chimique des étoiles considérées, il est nécessaire d'identifier correctement le type d'une étoile céphéide avant de l'utiliser comme indicateur de distances. 4.2 Étoiles Mirae Les étoiles Mirae sont ainsi nommées d'après l'étoile prototype o Ceti, appelée également Mira (du latin Mirus, « merveilleux «), étoile variable découverte en 1596 et située dans la constellation de la Baleine. Sa magnitude oscille entre 9 et 3 sur une période d'environ onze mois. L'étoile atteint parfois la magnitude 2. Mira est l'une des plus grandes étoiles connues, avec un diamètre d'environ 354 millions de km, un peu plus que le diamètre de l'orbite terrestre autour du Soleil. Les variables Mirae ont des températures de surface très basses (1 600 K à 2 500 K) et très lumineuses : intrinsèquement, à leur maximum, elles brillent 3 000 fois plus que le Soleil. Mais, du fait de leur faible température effective, leur énergie est rayonnée pour l'essentiel (95 p. 100) dans le domaine infrarouge du spectre électromagnétique (entre 1 et 2 m). Leur rayon est immense : il varie entre 1 et 2 unités astronomiques. Leur période de variabilité est comprise entre 100 et 2 000 jours, et leur luminosité varie typiquement d'un facteur 10 à 104. Les étoiles Mirae appartiennent à la classe des variables de longue période. Situées dans les amas globulaires de notre galaxie, les variables Mirae sont des étoiles évoluées (géantes rouges), de faible métallicité (population stellaire II), de faible masse (0,7 à 1,5 fois la masse solaire) et soumises à un intense phénomène de perte de masse. Elles sont observées dans une phase précédant l'expulsion des couches externes (phase nébuleuse planétaire) et la formation d'une naine blanche au centre. Les instabilités qui se développent dans l'enveloppe stellaire seraient à l'origine des pulsations observées. 5 ÉTOILES ÉRUPTIVES Les variables éruptives sont identifiées comme telles, du fait de leur caractère imprévisible. Cette classe de variables regroupe un grand nombre d'étoiles très différentes, depuis de jeunes étoiles en formation (étoiles FU Orionis) jusqu'aux étoiles qui, au terme de leur évolution, explosent en supernovae. Elle réunit également les variables cataclysmiques, système binaire d'étoiles associant un objet compact à une étoile évoluée ou appartenant à la séquence principale (novae, binaires X), et les étoiles très fortement magnétiques (étoiles à éruptions, en anglais flare stars). Les variables éruptives les plus spectaculaires sont les novae et les supernovae. La luminosité des novae classiques ou des novae récurrentes augmente brutalement en quelques heures, voire quelques jours, jusqu'à une luminosité atteignant un millier à un million de fois la luminosité du Soleil. Cette variation spectaculaire se produirait lorsque la matière transférée de l'étoile compagnon (géante rouge le plus souvent) à la surface de la naine blanche est le siège de réactions nucléaires menant à la fusion de l'hydrogène. Des phénomènes de type nova se produirait également lorsque le taux d'accrétion de la matière varie brusquement (novae naines, binaires X). Quant aux supernovae, elles représentent l'explosion d'une étoile, brillant parfois d'un éclat allant jusqu'à dix milliards de fois celui du Soleil, pendant quelques jours, avant de cesser définitivement d'être visible. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.
