ÉTOILES

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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

Photographie : Étoile variable V838 Monocerotis

V838 Monocerotis est une étoile variable, distante d'environ 20 000 années-lumière, qui est devenue une nova au début de 2002: sa luminosité devint brusquement 600 000 fois plus grande que celle du Soleil. 

Crédits : NASA/ ESA & The Hubble Heritage Team

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Étoiles variables périodiques : principales classes

Tableau : Étoiles variables périodiques : principales classes

Principales classes de variables périodiques. 

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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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.

Les variables semi-régulières et irrégulières ont des pseudopériodes comprises entre 30 et 1 000 jours et leur variabilité est de 1 à 2 magnitudes). Les courbes de lumière sont plus ou moins irrégulières, montrant des creux profonds, des périodes stables, de brusques augmentations transitoires d'éclats, etc.

Autres variables

Situées légèrement au-dessus de la séquence principale dans le diagramme HR, les étoiles éruptives montrent des variations rapides, de 1 à 4 magnitudes, avec une éruption tous les 1 ou 2 jours. Les étoiles T Tauri, de type F5 à G5, en particulier, montrent les raies de Hα et Ca II en émission ; de plus, elles sont liées à des nébulosités sombres ou brillantes ; George Howard H [...]

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Évolution des étoiles

Évolution des étoiles
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Reste de supernova N 63A

Reste de supernova N 63A
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Étoiles les plus proches

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Étoile variable V838 Monocerotis

Étoile variable V838 Monocerotis
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Pour citer l’article

André BOISCHOT, Jean-Pierre CHIÈZE, « ÉTOILES », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 07 janvier 2022. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/etoiles/