Étoile variable

Des exemples de types au sein de ces divisions sont donnés ci-dessous.

Étoiles variables pulsantesmodifier

Les étoiles pulsantes gonflent et rétrécissent, affectant leur luminosité et leur spectre. Les pulsations sont généralement divisées en: radiales, où l’étoile entière se dilate et se rétrécit dans son ensemble; et non radiales, où une partie de l’étoile se dilate tandis qu’une autre partie se rétrécit.

Selon le type de pulsation et son emplacement dans l’étoile, il existe une fréquence naturelle ou fondamentale qui détermine la période de l’étoile. Les étoiles peuvent également pulser dans une harmonique ou une harmonique qui est une fréquence plus élevée, correspondant à une période plus courte. Les étoiles variables pulsantes ont parfois une seule période bien définie, mais elles pulsent souvent simultanément avec plusieurs fréquences et une analyse complexe est nécessaire pour déterminer les périodes interférantes distinctes. Dans certains cas, les pulsations n’ont pas de fréquence définie, provoquant une variation aléatoire, dite stochastique. L’étude des intérieurs stellaires à l’aide de leurs pulsations est connue sous le nom d’astérosismologie.

La phase d’expansion d’une pulsation est causée par le blocage du flux d’énergie interne par un matériau à haute opacité, mais cela doit se produire à une profondeur particulière de l’étoile pour créer des pulsations visibles. Si l’expansion se produit en dessous d’une zone convective, aucune variation ne sera visible à la surface. Si l’expansion se produit trop près de la surface, la force de restauration sera trop faible pour créer une pulsation. La force de restauration pour créer la phase de contraction d’une pulsation peut être une pression si la pulsation se produit dans une couche non dégénérée profondément à l’intérieur d’une étoile, ce qu’on appelle un mode de pulsation acoustique ou de pression, abrégé en mode p. Dans d’autres cas, la force de rappel est la gravité et c’est ce qu’on appelle un mode g. Les étoiles variables pulsantes pulsent généralement dans un seul de ces modes.

Céphéides et variables de type céphéidemodifier

Ce groupe est constitué de plusieurs types d’étoiles pulsantes, toutes présentes sur la bande d’instabilité, qui gonflent et rétrécissent très régulièrement en raison de la résonance de masse propre à l’étoile, généralement par la fréquence fondamentale. Généralement, le mécanisme de la valve d’Eddington pour les variables pulsatoires est censé expliquer les pulsations de type céphéide. Chacun des sous-groupes sur la bande d’instabilité a une relation fixe entre la période et la magnitude absolue, ainsi qu’une relation entre la période et la densité moyenne de l’étoile. La relation période-luminosité a été établie pour la première fois pour les Céphéides Delta par Henrietta Leavitt, et rend ces Céphéides à haute luminosité très utiles pour déterminer les distances aux galaxies dans le Groupe local et au-delà. Edwin Hubble a utilisé cette méthode pour prouver que les nébuleuses dites spirales sont en fait des galaxies lointaines.

Notez que les Céphéides ne sont nommées que pour Delta Cephei, tandis qu’une classe de variables complètement distincte est nommée d’après Beta Cephei.

Variables Céphéides classiquesmodifier

Les céphéides classiques (ou variables Delta Céphéides) sont des supergéantes jaunes de population I (jeunes, massives et lumineuses) qui subissent des pulsations avec des périodes très régulières de l’ordre des jours à des mois. Le 10 septembre 1784, Edward Pigott a détecté la variabilité d’Eta Aquilae, le premier représentant connu de la classe des variables Céphéides. Cependant, l’homonyme des Céphéides classiques est l’étoile Delta Cephei, découverte variable par John Goodricke quelques mois plus tard.

Céphéides de type II

Les céphéides de type II (historiquement appelées étoiles W Virginis) ont des pulsations lumineuses extrêmement régulières et une relation de luminosité similaire aux variables δ Cephei, elles ont donc été initialement confondues avec cette dernière catégorie. Les étoiles des Céphéides de type II appartiennent à des étoiles de Population II plus anciennes que les Céphéides de type I. Les étoiles de type II ont une métallicité un peu plus faible, une masse beaucoup plus faible, une luminosité un peu plus faible et une relation de luminosité légèrement décalée, il est donc toujours important de savoir quel type d’étoile est observé.

RR Lyrae Variablesmodifier

Ces étoiles sont quelque peu similaires aux Céphéides, mais ne sont pas aussi lumineuses et ont des périodes plus courtes. Ils sont plus anciens que les Céphéides de type I, appartenant à la Population II, mais de masse inférieure à celle des Céphéides de type II. En raison de leur présence fréquente dans les amas globulaires, ils sont parfois appelés céphéides des amas. Ils ont également une relation période-luminosité bien établie et sont donc également utiles comme indicateurs de distance. Ces étoiles de type A varient d’environ 0.2-2 magnitudes (variation de luminosité de 20% à plus de 500%) sur une période de plusieurs heures à un jour ou plus.

Variables Delta scutimodiFier

Les variables Delta Scuti (δ Sct) sont similaires aux Céphéides mais beaucoup plus faibles et avec des périodes beaucoup plus courtes. Ils étaient autrefois connus sous le nom de Céphéides naines. Ils montrent souvent de nombreuses périodes superposées, qui se combinent pour former une courbe de lumière extrêmement complexe. L’étoile δ Scuti typique a une amplitude de 0,003 à 0,9 magnitudes (variation de luminosité de 0,3% à environ 130%) et une période de 0,01 à 0,2 jour. Leur type spectral est généralement compris entre A0 et F5.

Variables SX Phoenicismodifier

Ces étoiles de type spectral A2 à F5, similaires aux variables δ Scuti, se trouvent principalement dans des amas globulaires. Ils présentent des fluctuations de leur luminosité de l’ordre de 0,7 magnitude (environ 100% de variation de luminosité) environ toutes les 1 à 2 heures.

Variables Ap à oscillation rapidemodifier

Ces étoiles de type spectral A ou occasionnellement F0, une sous-classe de variables δ Scuti trouvées sur la séquence principale. Ils ont des variations extrêmement rapides avec des périodes de quelques minutes et des amplitudes de quelques millièmes de magnitude.

Variables de longue périodemodifier

Les variables de longue période sont des étoiles évoluées froides qui pulsent avec des périodes allant de semaines à plusieurs années.

Mira Variablesmodifier

Les variables Mira sont des géantes rouges AGB. Sur des périodes de plusieurs mois, ils s’estompent et s’éclaircissent de 2,5 à 11 magnitudes, soit un changement de luminosité de 6 à 30 000 fois. Mira elle-même, également connue sous le nom d’Omicron Ceti (ο Cet), varie en luminosité de presque la 2e magnitude à la 10e magnitude avec une période d’environ 332 jours. Les amplitudes visuelles très importantes sont principalement dues au déplacement de la production d’énergie entre le visuel et l’infrarouge à mesure que la température de l’étoile change. Dans quelques cas, les variables Mira montrent des changements de période spectaculaires sur une période de plusieurs décennies, considérés comme liés au cycle de pulsation thermique des étoiles AGB les plus avancées.

Variables semirégulaires

Ce sont des géantes rouges ou des supergéantes. Les variables semi-circulaires peuvent parfois présenter une période définie, mais montrent plus souvent des variations moins bien définies qui peuvent parfois être résolues en plusieurs périodes. Un exemple bien connu de variable semi-circulaire est la Bételgeuse, qui varie d’environ magnitudes +0,2 à +1,2 (un facteur 2.5 changement de luminosité). Au moins certaines des variables semi-régulières sont très étroitement liées aux variables Mira, la seule différence étant peut-être la pulsation dans une harmonique différente.

Variables irrégulières lentes

Ce sont des géantes rouges ou des supergéantes avec peu ou pas de périodicité détectable. Certaines sont des variables semi-circulaires peu étudiées, souvent avec plusieurs périodes, mais d’autres peuvent simplement être chaotiques.

Longue période secondaire Variablemodifier

De nombreuses géantes rouges et supergéantes variables présentent des variations sur plusieurs centaines à plusieurs milliers de jours. La luminosité peut varier de plusieurs grandeurs bien qu’elle soit souvent beaucoup plus petite, les variations primaires plus rapides se superposant. Les raisons de ce type de variation ne sont pas clairement comprises, étant diversement attribuées aux pulsations, à la binarité et à la rotation stellaire.

Beta Cephei Variablesmodifier

Les variables Beta Cephei (β Cep) (parfois appelées variables Beta Canis Majoris, en particulier en Europe) subissent des pulsations de courte période de l’ordre de 0,1 à 0,6 jour avec une amplitude de 0,01 à 0,3 magnitudes (variation de luminosité de 1% à 30%). Ils sont à leur plus fort pendant la contraction minimale. De nombreuses étoiles de ce type présentent de multiples périodes de pulsation.

Étoile de type B à pulsation lente

Les étoiles B à pulsations lentes (SPB) sont des étoiles chaudes de la séquence principale légèrement moins lumineuses que les étoiles Beta Cephei, avec des périodes plus longues et des amplitudes plus importantes.

Étoile chaude (sous-guerre B) à pulsation très rapidemodifier

Le prototype de cette classe rare est V361 Hydrae, une étoile sous-guerre B de 15e magnitude. Ils pulsent avec des périodes de quelques minutes et peuvent pulser simultanément avec plusieurs périodes. Ils ont des amplitudes de quelques centièmes de magnitude et reçoivent l’acronyme GCVS RPHS. Ce sont des pulsateurs en mode p.

Variables PV Telescopii

Les étoiles de cette classe sont des supergéantes de type Bp avec une période de 0,1 à 1 jour et une amplitude de 0,1 magnitude en moyenne. Leurs spectres sont particuliers en ayant de l’hydrogène faible tandis que les raies de carbone et d’hélium sont extra fortes, un type d’étoile extrême à l’hélium.

RV Tauri Variablesmodifier

Ce sont des étoiles supergéantes jaunes (en fait des étoiles post-AGB de faible masse au stade le plus lumineux de leur vie) qui ont des minima alternés profonds et peu profonds. Cette variation à double pic a généralement des périodes de 30 à 100 jours et des amplitudes de 3 à 4 magnitudes. En superposition à cette variation, il peut y avoir des variations à long terme sur des périodes de plusieurs années. Leurs spectres sont de type F ou G à la lumière maximale et de type K ou M à la luminosité minimale. Elles se trouvent près de la bande d’instabilité, plus froides que les Céphéides de type I, plus lumineuses que les Céphéides de type II. Leurs pulsations sont causées par les mêmes mécanismes de base liés à l’opacité de l’hélium, mais elles sont à un stade très différent de leur vie.

Variables Alpha cygnimodiFier

Les variables Alpha Cygni (α Cyg) sont des supergéantes à pulsations non radiales de classes spectrales Bep à AepIa. Leurs périodes vont de plusieurs jours à plusieurs semaines, et leurs amplitudes de variation sont typiquement de l’ordre de 0,1 grandeur. Les changements de lumière, qui semblent souvent irréguliers, sont causés par la superposition de nombreuses oscillations avec des périodes proches. Deneb, dans la constellation du Cygne est le prototype de cette classe.

Variables Gamma Doradusmodifier

Les variables Gamma Doradus (γ Dor) sont des étoiles de séquence principale non pulsantes radialement de classes spectrales F à la fin A. Leurs périodes sont d’environ un jour et leurs amplitudes typiquement de l’ordre de 0,1 magnitudes.

Naines blanches pulsatilesmodifier

Ces étoiles non pulsantes radialement ont de courtes périodes de centaines à milliers de secondes avec de minuscules fluctuations de magnitudes de 0,001 à 0,2. Les types connus de naines blanches pulsantes (ou naines pré-blanches) comprennent les étoiles DAV, ou ZZ Ceti, avec des atmosphères dominées par l’hydrogène et de type spectral DA; les étoiles DBV, ou V777 Her, avec des atmosphères dominées par l’hélium et de type spectral DB; et les étoiles GW Vir, avec des atmosphères dominées par l’hélium, le carbone et l’oxygène. Les étoiles GW Vir peuvent être subdivisées en étoiles DOV et PNNV.

Oscillations de type solairemodifier

Le Soleil oscille avec une amplitude très faible dans un grand nombre de modes ayant des périodes d’environ 5 minutes. L’étude de ces oscillations est connue sous le nom d’héliosismologie. Les oscillations du Soleil sont entraînées de manière stochastique par convection dans ses couches externes. Le terme oscillations de type solaire est utilisé pour décrire les oscillations d’autres étoiles excitées de la même manière et l’étude de ces oscillations est l’un des principaux domaines de recherche active dans le domaine de l’astérosismologie.

BLAP variablesmodifier

Un Pulsateur Bleu de Grande Amplitude (BLAP) est une étoile pulsante caractérisée par des changements de magnitudes de 0,2 à 0,4 avec des périodes typiques de 20 à 40 minutes.

Étoiles variables éruptivesmodifier

Les étoiles variables éruptives présentent des variations de luminosité irrégulières ou semi-régulières causées par la perte de matière de l’étoile ou, dans certains cas, par son accumulation. Malgré le nom, ce ne sont pas des événements explosifs, ce sont les variables cataclysmiques.

Protostarm

Les protostars sont de jeunes objets qui n’ont pas encore terminé le processus de contraction d’une nébuleuse gazeuse en une véritable étoile. La plupart des protostars présentent des variations de luminosité irrégulières.

Étoiles Herbig Ae/Bemodifier

Variabilité des étoiles Herbig Ae/Be plus massives (masse solaire de 2 à 8). On pense que les étoiles Herbig Ae/Be sont dues à des amas de gaz et de poussières en orbite dans les disques circumstellaires.

Variables d’orionmodiFier

Les variables d’Orion sont de jeunes étoiles chaudes pré–séquence principale généralement intégrées dans la nébulosité. Ils ont des périodes irrégulières avec des amplitudes de plusieurs grandeurs. Un sous-type bien connu des variables d’Orion sont les variables T Tauri. La variabilité des étoiles T Tauri est due à des taches sur la surface stellaire et à des amas de gaz et de poussières, orbitant dans les disques circumstellaires.

FU Orionis variablesmodifier

Ces étoiles résident dans des nébuleuses à réflexion et présentent des augmentations graduelles de leur luminosité de l’ordre de 6 magnitudes suivies d’une longue phase de luminosité constante. Ils s’atténuent ensuite de 2 magnitudes (six fois plus faible) environ sur une période de plusieurs années. V1057 Cygni par exemple a diminué de magnitude 2,5 (dix fois plus faible) pendant une période de onze ans. Les variables FU Orionis sont de type spectral A à G et constituent peut-être une phase évolutive de la vie des étoiles T Tauri.

Géantes et supergéantesmodifier

Les grandes étoiles perdent leur matière relativement facilement. Pour cette raison, la variabilité due aux éruptions et à la perte de masse est assez fréquente chez les géantes et les supergéantes.

Variables bleues Lumineusesmodifier

Également appelées variables S Doradus, les étoiles les plus lumineuses connues appartiennent à cette classe. Les hypergéantes η Carinae et P Cygni en sont des exemples. Ils ont une perte de masse élevée permanente, mais à des intervalles d’années, les pulsations internes font que l’étoile dépasse sa limite d’Eddington et la perte de masse augmente énormément. La luminosité visuelle augmente bien que la luminosité globale soit en grande partie inchangée. Les éruptions géantes observées dans quelques LBV augmentent la luminosité, à tel point qu’elles ont été marquées comme des imposteurs de supernova, et peuvent être un type d’événement différent.

Hypergéantes jaunesmodifier

Ces étoiles évoluées massives sont instables en raison de leur luminosité élevée et de leur position au-dessus de la bande d’instabilité, et elles présentent des changements photométriques et spectroscopiques lents mais parfois importants dus à une perte de masse élevée et à des éruptions occasionnelles plus importantes, combinées à une variation séculaire sur une échelle de temps observable. L’exemple le plus connu est Rho Cassiopeiae.

R Coronae Borealis Variablesmodifier

Bien que classées comme variables éruptives, ces étoiles ne subissent pas d’augmentations périodiques de luminosité. Au lieu de cela, ils passent la plupart de leur temps à une luminosité maximale, mais à des intervalles irréguliers, ils s’estompent soudainement de 1 à 9 magnitudes (2,5 à 4000 fois plus faible) avant de retrouver leur luminosité initiale au fil des mois à des années. La plupart sont classées comme supergéantes jaunes par luminosité, bien qu’elles soient en fait des étoiles post-AGB, mais il existe des étoiles géantes R CrB rouges et bleues. R Coronae Borealis (R CrB) est l’étoile prototype. Les variables DY Persei sont une sous-classe de variables R CrB qui ont une variabilité périodique en plus de leurs éruptions.

Wolf–Rayet Variablesmodifier

Les étoiles Wolf–Rayet de population classique I sont des étoiles chaudes massives qui présentent parfois une variabilité, probablement due à plusieurs causes différentes, notamment des interactions binaires et des amas de gaz en rotation autour de l’étoile. Ils présentent de larges spectres de raies d’émission avec des raies d’hélium, d’azote, de carbone et d’oxygène. Les variations de certaines étoiles semblent être stochastiques tandis que d’autres montrent plusieurs périodes.

Gamma Cassiopeiae Variablesmodifier

Les variables Gamma Cassiopeiae (γ Cas) sont des étoiles de type raie d’émission de classe B à rotation rapide non supergéante qui fluctuent irrégulièrement jusqu’à 1,5 magnitudes (variation de luminosité de 4 fois) en raison de l’éjection de matière dans leurs régions équatoriales causée par la vitesse de rotation rapide.

Étoiles Flare

Dans les étoiles de la séquence principale, la variabilité éruptive majeure est exceptionnelle. Il n’est courant que parmi les étoiles de la séquence principale, également appelées variables UV Ceti, très faibles étoiles de la séquence principale qui subissent des éruptions régulières. Ils augmentent la luminosité jusqu’à deux magnitudes (six fois plus lumineuses) en quelques secondes, puis reviennent à la luminosité normale en une demi-heure ou moins. Plusieurs naines rouges proches sont des étoiles flamboyantes, dont Proxima Centauri et Wolf 359.

RS Canum Venaticorum Variablemodifier

Ce sont des systèmes binaires proches avec des chromosphères très actives, y compris d’énormes taches solaires et des éruptions, que l’on croit être améliorées par le compagnon proche. Les échelles de variabilité vont des jours, proches de la période orbitale et parfois aussi avec des éclipses, aux années, car l’activité des taches solaires varie.

Étoile variable cataclysmique ou explosive

SupernovaeEdit

Les supernovae sont le type de variable cataclysmique le plus spectaculaire, étant parmi les événements les plus énergétiques de l’univers. Une supernova peut émettre brièvement autant d’énergie qu’une galaxie entière, s’éclaircissant de plus de 20 magnitudes (plus de cent millions de fois plus brillantes). L’explosion de la supernova est causée par une naine blanche ou un noyau d’étoile atteignant une certaine limite de masse / densité, la limite de Chandrasekhar, provoquant l’effondrement de l’objet en une fraction de seconde. Cet effondrement « rebondit » et fait exploser l’étoile et émettre cette énorme quantité d’énergie. Les couches externes de ces étoiles sont emportées à des vitesses de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. La matière expulsée peut former des nébuleuses appelées restes de supernova. Un exemple bien connu d’une telle nébuleuse est la Nébuleuse du crabe, laissée par une supernova observée en Chine et ailleurs en 1054. L’objet progéniteur peut soit se désintégrer complètement dans l’explosion, soit, dans le cas d’une étoile massive, le noyau peut devenir une étoile à neutrons (généralement un pulsar).

Les supernovae peuvent résulter de la mort d’une étoile extrêmement massive, plusieurs fois plus lourde que le Soleil. À la fin de la vie de cette étoile massive, un noyau de fer non fusible est formé à partir de cendres de fusion. Ce noyau de fer est poussé vers la limite de Chandrasekhar jusqu’à ce qu’il le dépasse et s’effondre donc. L’une des supernovae de ce type les plus étudiées est SN 1987A dans le Grand Nuage de Magellan.

Une supernova peut également résulter d’un transfert de masse sur une naine blanche à partir d’une étoile compagnon dans un système d’étoiles doubles. La limite de Chandrasekhar est dépassée par la matière infaillible. La luminosité absolue de ce dernier type est liée aux propriétés de sa courbe de lumière, de sorte que ces supernovae peuvent être utilisées pour établir la distance avec d’autres galaxies.

Novaemodifier

Les novae rouges lumineuses sont des explosions stellaires causées par la fusion de deux étoiles. Ils ne sont pas liés aux novae classiques. Ils ont un aspect rouge caractéristique et un déclin très lent après l’explosion initiale.

NovaeEdit

Les Novae sont également le résultat d’explosions spectaculaires, mais contrairement aux supernovae, elles n’entraînent pas la destruction de l’étoile progénitrice. De plus, contrairement aux supernovae, les novae s’enflamment à partir du début soudain de la fusion thermonucléaire, qui, dans certaines conditions de haute pression (matière dégénérée), accélère de manière explosive. Ils se forment dans des systèmes binaires proches, l’un des composants étant une matière d’accrétion de naine blanche provenant de l’autre composant d’étoile ordinaire, et peuvent se reproduire sur des périodes de décennies à des siècles ou des millénaires. Les Novae sont classées comme rapides, lentes ou très lentes, selon le comportement de leur courbe de lumière. Plusieurs novae à l’œil nu ont été enregistrées, Nova Cygni 1975 étant la plus brillante de l’histoire récente, atteignant la 2ème magnitude.

novaeEdit

Les novae naines sont des étoiles doubles impliquant une naine blanche dans laquelle le transfert de matière entre les composants donne lieu à des explosions régulières. Il existe trois types de nova naine:

• Étoiles U Geminorum, qui ont des explosions d’environ 5 à 20 jours suivies de périodes calmes de quelques centaines de jours. Lors d’une explosion, ils s’éclaircissent généralement de 2 à 6 magnitudes. Ces étoiles sont également connues sous le nom de variables SS Cygni d’après la variable de Cygnus qui produit parmi les affichages les plus brillants et les plus fréquents de ce type de variable.
• Étoiles de Camelopardalis Z, dans lesquelles des plateaux occasionnels de luminosité appelés standstill sont vus, à mi-chemin entre la luminosité maximale et minimale.
• Étoiles SU Ursae Majoris, qui subissent à la fois de petites explosions fréquentes et des super-explosions plus rares mais plus grandes. Ces systèmes binaires ont généralement des périodes orbitales inférieures à 2,5 heures.

Variables DQ Herculismodifier

Les systèmes DQ Herculis sont des binaires en interaction dans lesquels une étoile de faible masse transfère sa masse à une naine blanche hautement magnétique. La période de spin de la naine blanche est significativement plus courte que la période orbitale binaire et peut parfois être détectée comme une périodicité photométrique. Un disque d’accrétion se forme généralement autour de la naine blanche, mais ses régions les plus internes sont tronquées magnétiquement par la naine blanche. Une fois capturé par le champ magnétique de la naine blanche, le matériau du disque interne se déplace le long des lignes de champ magnétique jusqu’à ce qu’il s’accrète. Dans les cas extrêmes, le magnétisme de la naine blanche empêche la formation d’un disque d’accrétion.

AM Herculis Variablesmodifier

Dans ces variables cataclysmiques, le champ magnétique de la naine blanche est si fort qu’il synchronise la période de spin de la naine blanche avec la période orbitale binaire. Au lieu de former un disque d’accrétion, le flux d’accrétion est canalisé le long des lignes de champ magnétique de la naine blanche jusqu’à ce qu’il impacte la naine blanche près d’un pôle magnétique. Le rayonnement cyclotronique émis par la région d’accrétion peut provoquer des variations orbitales de plusieurs magnitudes.

Z Andromède Variablemodifier

Ces systèmes binaires symbiotiques sont composés d’une géante rouge et d’une étoile bleue chaude enveloppée d’un nuage de gaz et de poussière. Ils subissent des explosions de type nova avec des amplitudes allant jusqu’à 4 magnitudes. Le prototype de cette classe est Z Andromedae.

Variables AM Cvnmodifier

Les variables AM CVn sont des binaires symbiotiques où une naine blanche accréte un matériau riche en hélium d’une autre naine blanche, d’une étoile à hélium ou d’une étoile évoluée de la séquence principale. Ils subissent des variations complexes, ou parfois aucune variation, avec des périodes ultracourtes.