ÉTOILES
Les étoiles variables
De nombreuses étoiles ont un éclat variable, non pas comme les étoiles doubles à éclipses par suite de l'occultation d'une composante, mais parce que leur luminosité intrinsèque est elle-même variable dans le temps.
En réalité il existe toutes sortes d'étoiles variables, qui ont des courbes de lumière différentes. Les unes présentent des variations irrégulières, ou bien de brusques variations peu durables (étoiles à éruption, novae, supernovae) ; un grand nombre montrent une courbe de lumière périodique. Parmi celles-ci on peut encore distinguer plusieurs classes ; si, en effet, on porte les variables périodiques connues sur un histogramme, en fonction de leur période de variation, on met en évidence trois maximums correspondant respectivement aux variables d'amas, aux céphéides et aux variables à longue période (cf. tableau).
Étoile variable V838 Monocerotis
NASA/ ESA & The Hubble Heritage Team
Étoiles variables périodiques : principales classes
Encyclopædia Universalis France
Variables à courte période
On groupe généralement dans la classe des variables à courte période les céphéides et les variables d'amas, dont les courbes de lumière, une fois ramenées à la même amplitude et à une même période, sont semblables. Ces courbes sont dissymétriques, la croissance d'éclat se faisant plus rapidement que la décroissance. On retrouve sur les vitesses radiales les mêmes variations que sur l'éclat, ce qui indique des pulsations périodiques de l'atmosphère stellaire, le maximum d'éclat correspondant au maximum de vitesse radiale.
La période des céphéides s'étale de 1 à 50 jours, et leur amplitude de variation est de l'ordre de 0,5 à 2 magnitudes. Au cours de cette variation, le spectre change : au minimum, on a affaire à des étoiles supergéantes de type spectral compris entre F et K, puis, quand l'éclat augmente, les raies de l'hydrogène et du titane deviennent plus intenses, ainsi que celles du fer ; le spectre ne correspond plus à celui des classes spectrales habituelles, ce qui est probablement dû au fait que le spectre provient d'une atmosphère anormalement étendue.
Les céphéides appartiennent à la population I de Baade (cf. la galaxie) c'est-à-dire qu'elles sont concentrées au voisinage du plan galactique.
Les RR Lyrae sont des étoiles à périodes beaucoup plus courtes (quelques jours ou quelques fractions de jour). Ce sont généralement des étoiles de type voisin de A, mais, comme dans le cas des céphéides, le spectre en est variable, d'autant plus que la période est longue. Elles montrent, à certains moments de leur évolution, des raies en émission, et appartiennent à la population II de Baade. Les RR Lyrae sont particulièrement abondantes dans les amas globulaires.
Une très intéressante relation entre la période et la luminosité a été découverte par Henrietta Leavitt en 1912, en étudiant les étoiles variables des Nuages de Magellan. La luminosité absolue des céphéides, RR Lyrae ou W Virginis est fonction de leur période. Il a été possible d'étalonner ces variations à l'aide de mesures de parallaxe trigonométrique sur quelques cas particuliers. On peut alors utiliser, pour la mesure des distances, la relation entre période et luminosité ainsi trouvée : la détermination de la période fournira la luminosité absolue, qu'il suffira de comparer à la luminosité apparente.
Variables à longues périodes
Les variables à longues périodes sont des supergéantes rouges dont les variations d'éclat sont supérieures à 2,5 magnitudes, et dont la période, supérieure à 50 jours, peut atteindre 2 000 jours. On a pu montrer que les variations d'éclat étaient principalement dues à des variations de type spectral, la magnitude bolométrique restant approximativement constante. De nombreuses raies apparaissent en émission, sur un type spectral moyen M, R, N ou S, et avec un net déplacement vers le violet, ce qui indique un mouvement d'expansion.[...]
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Écrit par
- André BOISCHOT : astronome titulaire à l'Observatoire de la Côte d'Azur
- Jean-Pierre CHIÈZE : ingénieur au Commissariat à l'énergie atomique, docteur ès sciences
Classification
Pour citer cet article
André BOISCHOT et Jean-Pierre CHIÈZE. ÉTOILES [en ligne]. In Encyclopædia Universalis. Disponible sur : (consulté le )
Médias
Évolution des étoiles
Planeta Actimedia S.A.© Encyclopædia Universalis France pour la version française.
Reste de supernova N 63A
NASA/ ESA/ HEIC & The Hubble Heritage
Étoiles les plus proches
Encyclopædia Universalis France
Autres références
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PREMIÈRE DÉTERMINATION DE LA DISTANCE D'UNE ÉTOILE
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La première exoplanète, c’est-à-dire gravitant autour d'une étoile autre que le Soleil, est découverte en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz, de l'Observatoire de Genève, qui présentent les résultats de leurs observations le 6 octobre 1995, lors d'un congrès scientifique à Florence,...
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ABERRATION ASTRONOMIQUE
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ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)
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...en observant finement les collisions entre galaxies, en traçant les propriétés des nuages moléculaires géants qu'elles contiennent et qui aboutissent à la formation des étoiles lors de ces collisions, explore un domaine qui n'est accessible à aucun autre instrument existant de performance comparable.... - Afficher les 93 références
Voir aussi
- GAZ INTERSTELLAIRE
- ABONDANCE DES ÉLÉMENTS CHIMIQUES, astronomie
- PRESSION, physique
- CHAMP MAGNÉTIQUE
- NUAGE INTERSTELLAIRE
- SUPERNOVAE
- ASTROPHYSIQUE
- LUMINOSITÉ
- COSMOGONIE ou ÉTUDE DE LA FORMATION DES OBJETS CÉLESTES
- MAGNITUDE, astronomie
- MAGNÉTISME, astrophysique
- POUSSIÈRE INTERSTELLAIRE
- PARALLAXE
- SPECTROSCOPIE, astronomie
- ÉTOILES BINAIRES ou ÉTOILES DOUBLES PHYSIQUES
- PHOTOMÉTRIE CÉLESTE
- T TAURI
- P CYGNI
- ÉTOILES VARIABLES
- STRUVE LES
- RR LYRAE
- ÉCLAT, photométrie
- TYPE SPECTRAL
- DOPPLER-FIZEAU EFFET
- CÉPHÉIDES
- HERTZSPRUNG-RUSSELL (HR) DIAGRAMME
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