Les toiles

Les toiles variables

Devant la "sphre des fixes" d'Aristote, il est trs probable que les toiles variables furent observes ds l'Antiquit grecque. Mais ni les astronomes Grecs, ni leurs collgues Chinois, Japonais, Corens et Arabes ne relevrent ces variations d'clats. Pourtant des yeux avertis comme ceux d'Hipparque, Ptolme, Copernic ou Tycho avaient maintes occasions de relever ce dfi. En Europe cette situation s'explique par le fait qu'il eut t absurde de considrer la sphre cleste sous l'emprise du changement. Elle tait l'image des dieux, parfaite. Les observateurs avaient bien dcouverts quelques "comtes", mais elles taient considres comme des vnements inexpliqus, comme on parlerait aujourd'hui des OVNI.

Les toiles variables furent observes en Europe partir de 1667. Le professeur de mathmatique Geminiano Montanari fut intrigu par le comportement de l'toile Algol dans la constellation de Perse. Une tude plus approfondie de Sir William Herschel en 1860 permit de dcouvrir qu'il s'agissait d'une toile qui subissait des variations de luminosit. Il s'agissait d'une toile double clipse, l'toile principale subissant priodiquement une variation de luminosit en raison du passage de son compagnon dans notre ligne de vise.

V838 Monocerotis (V838 de la Licorne).

V838 Monocerotis (V838 de la Licorne) est une toile variable s'tant fait remarqu en 2002 lors d'un sursaut d'clat.


Les toiles variables peuvent interagir de manire forts diffrentes :
  • Interaction du vent stellaire : dans les toiles chaudes et massives (XRB) le vent stellaire mis par chacune des composantes peut former un disque d'accrtion capable d'obscurcir temporairement la surface de l'toile la plus massive.
  • Variation de la luminosit : la surface de l'une des deux toiles est rchauffe par celle du compagnon qui met des rayons X, provoquant une photoionisation du vent stellaire (toiles symbiotiques).
  • Interaction du champ magntique : l'image des magntars un champ magntique trs intense peut induire des variations du rayonnement (AM Her) suite une modification intrinsque de l'toile (modification de sa surface, etc).
  • Effets de mares : dans les systmes binaires en interactions trs rapproches, les forces de mares deviennent si importantes que les vents stellaires sont gravement perturbs, induisant des pertes de synchronisation, un transfert de masses, etc.

Nbuleuse de la carne.

Nbuleuse de la Carne.


L'toile variable explosive Eta Carinae.

L'toile variable explosive Eta Carinae.


Mme Janet Mattei, directrice de l'American Association of Variable Stars Observers, AAVSO, nous explique que les toiles variables sont regroupes en deux catgories, selon la nature de leur variance :
  • Les variables extrinsques dont la variation de luminosit est provoque par l'clipse d'une toile par sa compagne plus faible (le cas d'Algol), par l'effet de la rotation stellaire ou un nuage de poussires.
  • Les variables intrinsques dont la variation de luminosit, la plupart du temps cyclique, rsulte de changements physiques au sein de l'toile ou dans le systme stellaire lui-mme, par exemple des pulsations ou des ruptions qui provoquent un mouvement de contraction et d'expansion des couches superficielles de l'toile.Cette dernire catgorie est subdivise en quatre grandes classes :
    • Les toiles variables longue priode, type Mira Ceti, dont l'clat varie progressivement sur plus d'une anne.
    • Les toiles variables irrgulires telle Btelgeuse (a Orionis) dont la priode est indtermine.a Orionis) dont la priode est indtermine.
    • Les toiles variables ruptives qui sautent jusqu' quatre magnitudes en quelques secondes : Wolf 424 AB, UV Ceti, Eta Carina.
    • Les toiles variables dites Cphides, que l'on retrouve galement dans les galaxies extrieures et les amas globulaires.

Courbe de luminosit de l'toile cataclismique SS Cygni.

Courbe de luminosit de l'toile cataclismique SS Cygni.


La relation qui relie la luminosit des Cphides leur fluctuation est connue avec prcision. Leur clat absolu tant inversement proportionnel au carr de leur distance, l'astronome Henrietta Leavitt dmontra en 1908 qu'elles pouvaient servir d'talon de mesure pour calculer la distance des amas d'toiles et des galaxies proches. La magnitude absolue (M) des Cphides obit la relation :

M = a + b log P


o a et b sont deux constantes dtermines, l'une partir des Cphides de la Voie Lacte par parallaxe, l'autre en observant les Cphides des Nuages de Magellan; P est la mesure de la priode de l'toile.
Une fois les magnitudes absolue et apparente connues on peut aisment dterminer leur distance. Ces calibreurs sont usuellement appels des "chandelles standards".
Nous devons bien sr ajouter cette liste les novae et les supernovae dont l'clat crot brutalement. L'ensemble de ces astres se divise en une vingtaine de classes et regroupe quelque 30000 toiles mais on suspecte des milliers d'autres toiles d'tre variables.

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