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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 poussière. 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)
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 magnitude 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.
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 magnitude.
Etoiles RR Lyrae Il s'agit d'étoiles variables géantes dont la période exceptionnellement régulière s'échelonne entre 1h12m et 1.2 jour 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. Exemples : RR Lyrae, RR Leonis. Les pré-naines chaudes pulsantes Les étoiles pré-naines chaudes pulsantes ou BLAPs (Blue Large-Amplitude Pulsators) subissent des oscillations en mode g ou p. Leurs amplitudes photométriques ne dépassent pas quelques pourcents (0.2-0.4 mag) sur une période de 20 à 40 minutes. Ces étoiles pulsantes affichent une température effective comprise entre 20000 et 40000 K. Il s'agit donc d'étoiles très chaudes, très lumineuses, de type B brillant d'un éclat bleuté. Dans le mode fondamental, leur courbe lumineuse ressemble à celle des Céphéides classiques et des RR Lyrae. En 2019, l'équipe de Thomas Kupfer de l'Université de Californie à Santa Barbara découvrit des BLAPs de haute densité qu'il surnomma les "pulsateurs". Ce sont des pré-naines chaudes de type O qui varient en luminosité et/ou en rayon avec une amplitude >10% sur une période qui ne dépasse pas 8 minutes. En 2019, on avait identifié 4 pulsateurs. 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'émission 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.
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.
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).
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 magnitude 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 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.
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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.