Les étoiles

Les étoiles variables

Devant la "sphère des fixes" d'Aristote, il est très probable que les étoiles variables furent observées dès l'Antiquité grecque. Mais ni les astronomes Grecs, ni leurs collègues Chinois, Japonais, Coréens et Arabes ne relevèrent ces variations d'éclats. Pourtant des yeux avertis comme ceux d'Hipparque, Ptolémée, Copernic ou Tycho avaient maintes occasions de relever ce défi. En Europe cette situation s'explique par le fait qu'il eut été absurde de considérer la sphère céleste sous l'emprise du changement. Elle était à l'image des dieux, parfaite. Les observateurs avaient bien découverts quelques "comètes", mais elles étaient considérées comme des événements inexpliqués, comme on parlerait aujourd'hui des OVNI.

Les étoiles variables furent observées en Europe à partir de 1667. Le professeur de mathématique Geminiano Montanari fut intrigué par le comportement de l'étoile Algol dans la constellation de Persée. Une étude plus approfondie de Sir William Herschel en 1860 permit de découvrir qu'il s'agissait d'une étoile qui subissait des variations de luminosité. Il s'agissait d'une étoile double à éclipse, l'étoile principale subissant périodiquement une variation de luminosité en raison du passage de son compagnon dans notre ligne de visée.

V838 Monocerotis (V838 de la Licorne).

V838 Monocerotis (V838 de la Licorne) est une étoile variable s'étant fait remarqué en 2002 lors d'un sursaut d'éclat.


Les étoiles variables peuvent interagir de manière forts différentes :
  • Interaction du vent stellaire : dans les étoiles chaudes et massives (XRB) le vent stellaire émis par chacune des composantes peut former un disque d'accrétion capable d'obscurcir temporairement la surface de l'étoile la plus massive.
  • Variation de la luminosité : la surface de l'une des deux étoiles est réchauffée par celle du compagnon qui émet des rayons X, provoquant une photoionisation du vent stellaire (étoiles symbiotiques).
  • Interaction du champ magnétique : à l'image des magnétars un champ magnétique très intense peut induire des variations du rayonnement (AM Her) suite à une modification intrinsèque de l'étoile (modification de sa surface, etc).
  • Effets de marées : dans les systèmes binaires en interactions très rapprochées, les forces de marées deviennent si importantes que les vents stellaires sont gravement perturbés, induisant des pertes de synchronisation, un transfert de masses, etc.

Nébuleuse de la carène.

Nébuleuse de la Carène.


L'étoile variable explosive Eta Carinae.

L'étoile variable explosive Eta Carinae.


Mme Janet Mattei, directrice de l'American Association of Variable Stars Observers, AAVSO, nous explique que les étoiles variables sont regroupées en deux catégories, selon la nature de leur variance :
  • Les variables extrinsèques dont la variation de luminosité est provoquée par l'éclipse d'une étoile par sa compagne plus faible (le cas d'Algol), par l'effet de la rotation stellaire ou un nuage de poussières.
  • Les variables intrinsèques dont la variation de luminosité, la plupart du temps cyclique, résulte de changements physiques au sein de l'étoile ou dans le système stellaire lui-même, par exemple des pulsations ou des éruptions qui provoquent un mouvement de contraction et d'expansion des couches superficielles de l'étoile.Cette dernière catégorie est subdivisée en quatre grandes classes :
    • Les étoiles variables à longue période, type Mira Ceti, dont l'éclat varie progressivement sur plus d'une année.
    • Les étoiles variables irrégulières telle Bételgeuse (a Orionis) dont la période est indéterminée.a Orionis) dont la période est indéterminée.
    • Les étoiles variables éruptives qui sautent jusqu'à quatre magnitudes en quelques secondes : Wolf 424 AB, UV Ceti, Eta Carina.
    • Les étoiles variables dites Céphéides, que l'on retrouve également dans les galaxies extérieures et les amas globulaires.

Courbe de luminosité de l'étoile cataclismique SS Cygni.

Courbe de luminosité de l'étoile cataclismique SS Cygni.


La relation qui relie la luminosité des Céphéides à leur fluctuation est connue avec précision. Leur éclat absolu étant inversement proportionnel au carré de leur distance, l'astronome Henrietta Leavitt démontra en 1908 qu'elles pouvaient servir d'étalon de mesure pour calculer la distance des amas d'étoiles et des galaxies proches. La magnitude absolue (M) des Céphéides obéit à la relation :

M = a + b log P


où a et b sont deux constantes déterminées, l'une à partir des Céphéides de la Voie Lactée par parallaxe, l'autre en observant les Céphéides des Nuages de Magellan; P est la mesure de la période de l'étoile.
Une fois les magnitudes absolue et apparente connues on peut aisément déterminer leur distance. Ces calibreurs sont usuellement appelés des "chandelles standards".
Nous devons bien sûr ajouter à cette liste les novae et les supernovae dont l'éclat croît brutalement. L'ensemble de ces astres se divise en une vingtaine de classes et regroupe quelque 30000 étoiles mais on suspecte des milliers d'autres étoiles d'être variables.

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