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Classification des étoiles variables

en collaboration avec Janet Mattei, ancienne directrice de l'AAVSO

Classification (I)

Les astrophysiciens divisent les étoiles variables 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. Elles sont divisées en 5 classes.

- 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. Elle sont subdivisées en une vingtaine de classes.

En moyenne, on découvre plus de 600 étoiles variables chaque année. Ainsi, en 1948 les astronomes avaient répertorié 10820 étoiles variables. Le catalogue GCVS v5.1 basé sur des données compilées en 2015 comprend plus de 52000 étoiles variables auxquelles s'ajoutent quelques milliers de candidates suspectées d'être variables. 

Notons que dans le cadre de la recherche des exoplanètes, le projet Planet Hunters de la NASA permet au public d'analyser par Internet les courbes lumineuses des étoiles observées par le télescope orbital Kepler. L'analyse de ces 19 millions de courbes par plus de 250000 volontaires a déjà permis de découvrir de nouveaux types d'étoiles variables (et bien entendu quelques exoplanètes y compris dans la zone habitable). Profitez-en, c'est de la Science !

A consulter : General Catalogue of Variable Stars (GCVS)

Classes de luminosité des étoiles

selon W.Morgan, P.Keenan et E.Kellman

IaO, Ia+ =

Ia =

Iab =

Ib =

II =

III =

IV =

V =

Hypergéante

Supergéante lumineuse

Supergéante modérément lumineuse

Supergéante peu lumineuse

Géante brillante

Géante normale

Sous-géante

Séquence principale

Le Soleil est une étoile normale de type spectral G2 V, Bételgeuse une supergéante de type M2 Iab et Rigel une supergéante B8 Ia.

Cette classification est également appelée la "classe de luminosité MK".

Les populations d'étoiles

selon W.Baade

Population I : elle rassemble les étoiles brillantes, jeunes, riches en éléments lourds (métallicité [Fe/H] = 1 à 3%) à l'instar du Soleil (2%). Elles sont localisées dans les bras spiraux et dans le noyau des galaxies. Elles sont associées aux nuages de gaz et de poussières où se forment les étoiles. La Population I forme les amas compacts d'étoiles qui sont visibles dans le plan de la Voie Lactée.

Population II : elle rassemble les étoiles lumineuses plus froides, vieilles, rouges et oranges, pauvres en éléments lourds (dans les étoiles très âgées le rapport [Fe/H] > -5 soit 100000 fois plus faible). Ces étoiles résident pour la plupart dans le halo qui entoure la Voie Lactée et les autres galaxies. La plupart sont regroupées dans les amas globulaires.

Ces deux classes sont subdivisées en Population I extrême, vieille Population I, Population du disque, Population II intermédiaire et Population II extrême du halo (Population III).

Les Céphéides ou variables pulsantes

Ce sont des étoiles jaunes supergéantes dont l'atmosphère se dilate et se contracte avec une période de 1 à 70 jours. Réellement très brillantes, ces étoiles ont un éclat qui oscille entre 0.1 et 2 magnitudes, la Céphéide type oscillant de 0.7 magnitudes en l'espace d'une semaine marqué par une ascension rapide et un déclin plus lent.

Elles présentent un type spectral F à leur brillance maximale et de début de classe K au minimum. Les Céphéides obéissent à la loi classique Période-Luminosité dont on trouve quelques sujets dans les amas ouverts. De part cette loi calibrée elle sont très intéressantes pour évaluer la distance des galaxies jusqu'à 30 millions d'années-lumière.

Exemples : δ Cephei, η Aquila, ζ Geminorum, 1 Carinae, T Monocerotis, X Cygni.

Fichiers vidéos et audios

A gauche, représentation des pulsations d'une Céphéide (Mpeg de 535 KB du STScI). A droite, trois conversions audios ou "sonofications" de la courbe lumineuse des étoiles variables KIC 7671081B, KIC 12268220C et KIC 10273384B enregistrées par le télescope Kepler en 2016 (fichiers de 204 KB, 71 KB et 71 KB).

Cette classe contient deux autres catégories d'objets, les Céphéides W Virginis telle l'étoile Polaire et les Céphéides naines de type spectral B2 à F2 telle CY Aquarii et SX Phoenicis dont la période est de 1 à 5 heures et qui oscillent de quelques dixièmes de magnitudes.

Courbe lumineuse de δ Cepheii. Cette courbe résume 20 jours d'observation réalisés par 35 membres de l'AAVSO qui ont effectués 750 mesures. Document AAVSO.

Etoiles RR Lyrae

Il s'agit d'étoiles variables géantes dont la période exceptionnellement régulière s'échelonne entre 1h12m et 1.2 jours et dont l'amplitude oscille entre 0.5 et 1.25 magnitude. Leur courbe lumineuse ressemble à celle des Céphéides. Ce sont des étoiles blanches, souvent de classe spectrale A pouvant aller jusqu'au milieu de la classe F. Ces étoiles sont localisées sur une branche horizontale du diagramme HR des amas globulaires et sont souvent référencées comme étant des "variables d'amas". De part leur emplacement dans le diagramme HR, toutes les étoiles RR Lyrae ont la même magnitude absolue, +0.7, raison pour laquelle elles servent d'étalon de distance pour déterminer la distance des amas globulaires de la Galaxie.

La plupart des RR Lyrae appartiennent à la Population II et se retrouvent dans le halo galactique, tandis que celles qui présentent une période inférieure à 12 heures se retrouvent dans le disque galactique et semblent être plus jeunes que la moyenne des étoiles de cette catégorie. Cliquer sur ce lien pour charger les éphémérides des étoiles RR Lyrae

Exemples : RR Lyrae, RR Leonis.

Variable à longue période (LPV) ou Mira

Ce sont des étoiles géantes rouges de période bien définie oscillant entre 80 et 1000 jours. Leur amplitude varie de 2.5 à 10 magnitudes ou plus. Leur spectre montre des raies d'émissions caractéristiques dans les classes M, C et S.

C'est l'instabilité provoquée d'une part par la nucléosynthèse de l'hélium dans les couches profondes et celle de l'hydrogène dans l'enveloppe extérieure qui se manifeste par des pulsations de la surface de ces étoiles. Elles appartiennent pour la plupart à la Population I des étoiles du disque mais certaines, à courte période et se trouvant dans les amas globulaires sont des objets très âgés de Population II.

En général au plus longue est la période de l'étoile au plus grande est la variation lumineuse et au plus loin s'étend le type spectral. En se refroidissant, leur rayonnement passe progressivement du spectre visible à la partie infrarouge, d'où il semble que ces étoiles ne perdent parfois qu'une magnitude ou moins.

Exemples : o Ceti (Mira), Chi Cygni, R Hydra, R Leonis, R Bootis.

Courbe lumineuse de Mira Ceti de 1970 à 2000. Cliquer sur l'image pour charger les courbes historiques de l'AAVSO établies tout au long du XXeme siècle.

Etoiles RV Tauri

Ce sont des étoiles jaunes ou rouges de type spectre G, K et M supergéantes dont la magnitude absolue est d'environ -4.5 ou -5. La caractéristique de ces étoiles est d'alterner des minima profonds puis superficiels. Leur période est définie par l'intervalle de temps entre deux minima profonds (distants de 30 à 150 jours) et par une amplitude lumineuse pouvant atteindre 3.5 magnitudes.

De nombreuses étoiles de cette catégorie ont une courbe lumineuse ressemblant à celle des Céphéides mais sur laquelle se superpose une variation très longue de brillance avec des cycles LPV de 500 à 9000 jours. 

Exemples : RV Tauri, R Scuti, V Vulpecula.

Courbe lumineuse de R Scuti de type RV Tauri. Cliquer sur l'image pour charger les courbes historiques de l'AAVSO établies tout au long du XXeme siècle.

Variables semi-régulières

Cette catégorie est parfois subdivisée en deux groupes, semi-régulières et irrégulières mais qu'il convient de différencier. Les étoiles variables semi-régulières se caractérisent par une périodicité détectable mais qui s'accompagne d'oscillations irrégulières de luminosité. Cette catégorie regroupe des étoiles géantes et supergéantes rouges. Leur période varie de 30 à 1000 jours mais l'amplitude ne varie en général pas beaucoup plus d'une à trois magnitudes. La plupart sont des étoiles de Population II.

Exemples : R Ursae Minoris, AF Cygni, β Pegasi, ρ Pegasi, α1 Herculis, α Orionis (Bételgeuse).

Courbe lumineuse de Bételgeuse que certains classent parfois parmi les irrégulières. Cliquer sur l'image pour charger les courbes historiques de l'AAVSO établies tout au long du XXeme siècle.

Variables irrégulières

Il s'agit d'étoiles jeunes et lumineuses qui évoluent rapidement en supergéantes rouges et qui présentent plusieurs sources d'énergie internes (flash de l'hélium, hydrogène, etc). Ces phases très instables expliquent leurs grandes irrégularités. La variation de luminosité montre au mieux des traces de périodicité mais sans plus.

Exemples : α Scorpii (Antares), TZ Cassiopeia, Y Telescopium.

Etoiles β Canis Majoris

Ce sont des étoiles massives et supergéantes de type spectral B1 à B3 entamant leur évolution vers la partie droite du digramme HR et donc instables. Leur luminosité varie de quelques centièmes de magnitudes en l'espace de quelques heures et résulte d'une variation interne des centres de combustion qui passent du noyau à l'enveloppe d'hydrogène extérieur mais toujours dans les profondeurs de l'étoile. Leur étude nécessite l'utilisation d'un photomètre.

Exemples : β Canis Majoris, λ Scorpii, β Cepheii, γ Pegasi.

Etoiles δ Scuti

Il s'agit d'une variante moins massive des variables de type β Canis Majoris de type spectral A2 jusque F6, des sous-géantes ou géantes de magnitude absolue comprise entre -2 et +2 et de 2 à 3 M. Leur noyau est déjà composé d'hélium; il est inerte mais continue à se contracter. Leur durée de vie est toutefois supérieure à celle des étoiles β Canis Major car elles sont beaucoup moins massives que celles-ci et donc beaucoup plus âgées. Si les premières vivent environ 20 à 30 millions d'années, les δ Scuti peuvent vivre quelques centaines de millions d'années. Leur éclat varie de moins de 0.2 magnitude en l'espace de 6 heures. On rencontre les étoiles variables δ Scuti dans les amas ouverts d'âge moyen tels que l'amas de Hyades dans le Taureau.

Exemples : δ Scuti, ρ Puppis, β Cassiopeia.

Etoiles α Canum Venaticorum ou variable à spectre magnétique

Ces étoiles massives de type spectral B8 - A5 (indice -1 à +2.5) commencent à s'écarter de la séquence principale et présentent des phases d'instabilités. Elles se distinguent par de fortes variation du champ magnétique et une abondance d'éléments tels que le silicium, le magnésium, le chrome et l'europium. Leur magnitude oscille de moins de 0.2 magnitude en l'espace de 6 heures. Cette variation ne résulte peut-être pas de pulsation mais seraient induite par la rotation stellaire qui entraînerait dans son mouvement des zones plus chaudes de la surface de l'étoile. Leur champ magnétique intense expliquerait leur rotation très rapide et le mélange en surface des composés chimiques particuliers issus des profondeurs. Leur étude dans de bonnes conditions nécessite l'utilisation d'un photomètre.

Exemples : α Canum Venaticorum, ε Ursae Majoris, β Coronae Borealis.

Variables en rotation

Certaines étoiles en rotation rapide, appartenant d'ordinaire à des systèmes binaires, subissent de petites variations lumineuses pouvant être dus à la présence de taches sombres ou brillantes à leur surface. Des éclipses peuvent aussi se présenter dans de tels systèmes.

Exemples : RS Canes Venatici, UX Aries, HD12545.

Deuxième partie

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