.
-

Les étoiles variables

Aperçu
La condition d'étoile correspond à une situation d'équilibre (La structure des étoiles). Mais il s'agit d'un équilibre instable, transitoire, gouverné par des forces antagonistes et tyranniques. A chaque instant, les étoiles doivent résister à l'effondrement sur elles-mêmes sous l'effet de leur propre poids, en même temps qu'à leur dispersion dans l'espace sous l'action des hautes pressions et températures qui règnent dans leur coeur. Cette tension permanente est le moteur même de l'évolution stellaire. Les étoiles se forment, viennent à la lumière à leur façon. Puis, elles brûlent leur combustible nucléaire et dissipent dans l'espace l'énergie ainsi produite. Et enfin, parce que leurs réserves, sont nécessairement limitées, elles s'acheminent peu à peu vers une inéluctable extinction. Au long de ce parcours, elles changent d'éclat, de température ou de volume. En ce sens, et pour peu qu'on les considère sur le long terme, toutes les étoiles pourraient être qualifiées de variables (La Lumière des étoiles). Elles le sont aussi toutes peu ou prou sur le court terme, à l'instar du Soleil.
Notre Soleil, en effet, malgré sa placidité d'apparence, connaît des cycles d'activité, de durées diverses, qui s'inscrivent d'ailleurs dans le cadre d'une lente augmentation de luminosité (de 20 à 30% depuis la formation du Système solaire). Onze années, par exemple, pour celui qui concerne le nombre de taches sombres qu'on observe à sa surface. Des variations de diamètre et de brillance sont également évoquées sur des périodes plus longues (comme celui de 314 ans, par exemple, que semble attester la géologie) et seraient à mettre en relation avec des changements du climat terrestre. On sait aussi qui notre étoile est sporadiquement le siège de brèves et violentes crises : des éruptions qui conduisent à l'expulsion dans l'espace de particules de haute énergie, ainsi, comme le révèle l'héliosismologie, qu'à de très brèves et régulières oscillations, dont la période est de l'ordre de cinq minutes.
L'habitude n'est cependant pas de qualifier le Soleil d'étoile variable, pas plus d'ailleurs que la plupart des étoiles que l'on connaît, alors même que l'on sait depuis peu, grâce au volet photométrique du programme Hipparcos que bien moins d'étoiles que ce que l'on pensait ont un éclat constant. L'appellation est généralement réservée à certaines étoiles pour lesquelles, d'une part, l'amplitude des variations, c'est-à-dire l'écart entre le maximum et le minimum de luminosité, est relativement important (disons au-delà de quelques centièmes de magnitude), et qui de surcroît, voient ces variations s'effectuent en un temps relativement bref (entre quelques heures et plusieurs années).

Certains des changements constatés peuvent se révéler périodiques, comme le sont les pulsations des enveloppes stellaires. Sur les 20 000 étoiles variables cataloguées avant l'ère Hipparcos, 14 000 étaient dans cette situation. Il est aussi des variations qui s'avèrent plus irrégulières et correspondent, à de brèves crises, à des éruptions - des sautes d'humeur à la manière solaire. La crise résout ici les tensions qui s'accumulent pendant les période d'un calme de surface. Une infime minorité, enfin, présente des variations dramatiquement définitives, à l'instar des explosions qui achèvent la vie des étoiles les plus massives...

La logique des variations

[Le Soleil]

Rouages
La diversité des situations brise les espoirs d'une explication unique. Parfois les mécanismes à l'origine des fluctuations semblent bien cernés. Mais les astronomes ont encore souvent des difficultés à interpréter ce qu'ils voient. La compréhension des étoiles variables a ainsi connu de nombreux bouleversements au cours des dernières années. Et l'on ne peut que s'attendre à ce qu'il en en ait encore.

Cela explique que la classification des étoiles variables, proposée en 1938 et qui a conservé en grande partie son intérêt, soit, comme c'est généralement le cas en astronomie, essentiellement phénoménologique, plutôt que fondée sur une élucidation des mécanismes en jeu. Distinguant principalement deux catégories : les variables pulsantes et les variables cataclysmiques, elle repose donc d'abord sur des profils de comportements : sur l'aspect des courbes de lumière, qui expriment les variations de magnitude en fonction du temps, ou encore sur l'évolution des caractéristiques spectrales au cours de ces changements. En fait, la variabilité trahit toujours une rupture d'équilibre. Elle exprime le franchissement d'un seuil ou l'approche d'une limite.

Les principales fluctuations des étoiles apparaissent ainsi à ces moments clés de leur évolution que sont les changement de régime du moteur stellaire. C'est ce qui se produit avec les géantes rouges, ou encore avec les céphéides. Ces-dernières, en particulier, se situent dans une phase de leur existence où elles sont conduites à "rattraper" en permanence leur instabilité. Elles pulsent pour ne pas disparaître, comme le funambule sur sa traversée de la corde raide se balance pour ne pas tomber. L'étoile, comme l'artiste, penche à sa façon d'un côté, hésite, se rétablit, penche de l'autre, se rétablit de nouveau, et finalement résout son problème par un pas de plus en avant. C'est ainsi que d'équilibre fragile en stabilité éphémère, elle parviendra à l'autre extrémité, nous offrant ainsi l'image d'une vie en illusoire quête d'immobilité et de quiétude, mais où chaque pas n'offrirait en définitive qu'une tentation de chute.

Toujours affaire de vie ou de mort, signe d'une situation de danger, la tentation de la variabilité apparaît également là où se pose de la façon la plus aiguë la question de la définition même d'une étoile. Il existe ainsi une limite supérieure et une limite inférieure à la masse de matière que peut renfermer une étoile. Si elle est trop massive, aucun équilibre, même instable, n'est en principe envisageable. Si elle est trop peu massive, aucune réaction de fusion thermonucléaire ne pourra s'enclencher en son sein et il n'y aura pas d'étoile. Variables donc très souvent, les astres qui flirtent avec ces deux extrêmes : les étoiles bleues, du côté de la limite supérieure, les naines rouges et leurs éruptions, du côté du seuil inférieur.

Variables aussi les étoiles situées aux deux extrémités de leur existence dans le temps. Les étoiles très jeunes, les étoiles en formation comme les T Tauri manifestent, par exemple, des sautes d'humeur spectaculaires. Et, plus sensationnels encore se révéleront, à l'autre extrémité de l'existence, ces glorieux chants du cygne que sont les explosions de novae et de supernovae.

Position des différents types de variables dans le diagramme HR
Les pulsantes de la bande d'instabilité

Mise en ordre
Les variables pulsantes, composées pour les 2/3 de céphéides, sont les étoiles variables les plus nombreuses et les mieux connues. Elles se caractérisent par une variation cyclique du volume de leur enveloppe et donc une suite de compressions et de décompressions du matériau stellaire. Des fluctuations de la luminosité, et des modifications des propriétés spectrales accompagnent ce phénomène.

Les périodes, c'est-à-dire, le temps qui sépare deux maxima ou deux minima peuvent n'être que de quelques heures. Parfois elles atteignent plusieurs mois. Il existe une importante relation entre la période et l'éclat intrinsèque des variables pulsantes (différente selon la famille à laquelle on a affaire).

[Les variables pulsantes]
La grande majorité de ces étoiles se regroupe dans ce que les astronomes appellent la bande d'instabilité. Un terme qui renvoie à la position du point représentatif de ces étoiles sur le diagramme de Hertzsprung-Russel (HR) (schéma ci-dessus). Les principaux groupes, dont les noms reprennent celui de l'une de leur représentante, sont les suivants :
Les pulsations peuvent, en fait, affecter des étoiles de toutes sortes. Aussi bien des étoiles bleues, que des géantes rouges ou, même des naines blanches, à l'instar des ZZ Ceti (Baleine). Mais ces astres peuvent également varier selon d'autres modalités.
[Le diagramme H.R.]

Souvent géante varie...

Les étoiles bleues variables
Dans le cas des étoiles massives, très chaudes, la variabilité, souvent constatée, peut revêtir de nombreux aspects : Certaines étoiles des types spectraux compris entre B0 et B3 se révèlent être des pulsantes au comportement rappelant celui des étoiles de la bande d'instabilité. Il s'agit pour l'essentiel d'une famille bicéphale dont les deux prototypes sont Mirzam = Bêta Canis Majoris (Grand Chien ), le chef de file officiellement reconnu, ou encore Alphirk = Bêta Cephei (Céphée), le candidat sortant...

On rapprochera de ce groupe, plusieurs autres familles d'étoiles chaudes, aux rapides mais très faibles fluctuations de la lumière, telles que Vega (Alpha de la Lyre), ou encore Deneb (Alpha du Cygne).

Un autre phénomène d'importance considérable affecte les étoiles très massives : la perte de masse sous forme de vent stellaire, et qui s'accompagne de variations irrégulières d'éclat. On pense ici d'abord à la famille des géantes ultra-chaudes que sont étoiles de Wolf-Rayet. Mais aussi à des objets tels que Cih (Cassiopée), Pléione, dans les Pléiades (Taureau), ou encore à S Doradus dans le Grand Nuage de Magellan (Dorade) et à la monstrueuse Eta Carinae (Carène).

[Les géantes bleues]
Les variables rouges
La perte de masse par l'expulsion progressive de l'enveloppe, en association avec des instabilités, constitue également l'un des traits remarquables des géantes rouges. Ici, le classement repose sur le caractère régulier ou non des fluctuations d'éclat. Ces dernières pourraient aussi être des pulsations, mais ont tend à y voir aujourd'hui plutôt des explosions épisodiques affectant les couches profondes de l'enveloppe qui ont des difficultés à évacuer leur chaleur de façon régulière. Le gonflement de la boule de feu dans les couches supérieures, plus transparentes, de l'enveloppe donnant ensuite l'illusion d'une pulsation.
Les variables à longue période - Les variables rouges à longue période sont des supergéantes. Leur éclat apparent varie régulièrement et dans des proportions considérables, en général plus de 2 ou 3 magnitudes, au cours de cycles compris pour la plupart entre deux mois et cinq ans. Un des faits notables concernant ces objets est cependant que leur dissipation d'énergie, si on la considère dans l'ensemble des longueurs d'onde ( la notion de magnitude bolométrique), n'est pas réellement variable. Ce qui évolue au cours des fluctuations, c'est le domaine du spectre dans lequel le maximum d'émission se produit, et cela en parallèle avec des indices d'une expansion apparente de l'enveloppe.

Les variables rouges à longue période sont réparties en fonction de leur classe spectrale (la lettre e utilisée pour les types Me et Se rappelle que l'on a affaire à des spectres à émission).

  • Le type Me rassemble autour de 90% des variables à longue période. Le prototype de ces étoiles est Mira Ceti (l'étoile Omicron de la Baleine)
  • Le type Se, correspondant à des périodes souvent plus longues que celles du type précédent, est représenté par Khi Cygni (Cygne).
  • Le type C rassemble, pour sa part des étoiles sensiblement plus froides et donc rouges que la grande majorité des géantes rouges. Cette température basse permet l'apparition dans le spectre de bandes caractéristiques du carbone. Exemple R Leporis (Lièvre).
Les semi-régulières- Les courbes de lumière de ces variables, auxquelles appartiennent Antarès (Scorpion) et Bételgeuse (Orion), sans être vraiment régulières - parfois des périodes de grand calme s'instaurent entre deux variations très amples et brusques - semblent cependant obéir à des cycles plus ou moins marqués compris en général entre un mois et trois ans. Près de mille objets de ce type sont répertoriés dans le Voie Lactée. On les classe en quatre familles. 
  • Sous-type SRa - Exemple : T Centauri (Centaure).
  • Sous-type SRb- Exemple : R Lyrae (Lyre) (à ne pas confondre avec RR Lyrae!).
  • Sous-type Src - Exemple : Mu Cephei (Cephée).
  • Sous-type Srd - Exemple : UU Herculis (Hercule). (NB : il s'agit ici d'étoiles plutôt jaunes que rouges en vérité, et ressemblant aux RV Tauri).
Et toutes les autres...
  • Les irrégulières, dont un exemple est donné par SW Ceti (Baleine).
  • Les irrégulières et semi-régulières de faible amplitude. Les premières se regroupent derrière Aldébaran (Taureau), les secondes sont plutôt à ranger dans la famille d'Alsuhail (Voiles).

Le cas étrange des R CrB

L'étoile R Coronae Borealis (Couronne Boréale). offre l'exemple le mieux étudié d'une petite minorité de supergéantes appartenant aux classes spectrales F, G, K et C, c'est-à-dire jaunes et parfois blanches, présentent une particularité assez unique : leur état habituel correspond au maximum de leur éclat. Les épisodes de fluctuations - qui ne durent que quelques heures ou quelques jours, en général - conduisent ainsi, à l'opposé de ce qui se produit avec les autres variables, à des chutes de luminosité.

La richesse en carbone attestée dans certaines de ces étoiles a suggéré un modèle dans lequel le les chutes de luminosité correspondraient en fait à la formulation temporaire à la périphérie de l'étoile d'une coquille de particules (micro-poussières) de carbone. Celle-ci constituant quelque temps un rideau opaque. Le retour à la normale ne s'opérant alors que lorsque cet écran disparaîtrait, en se déchirant brutalement ou en se diluant dans l'espace...

[Les géantes rouges]

Les variables cataclysmiques

Les pulsations répondent assez à l'image du balancier, dont les oscillations assurent le maintient en équilibre. Mais il existe un autre moyen pour une étoile de trouver son équilibre. Celui-ci relève davantage de la logique de siphon, où un trop-plein d'énergie est évacué par à-coups, au travers d'éruptions épisodiques, d'explosions et autres sautes d'humeur. Une option qui peut éventuellement s'avérer très dangereuse, puisque l'explosion peut aussi détruire complètement l'étoile. Ces étoiles qui se manifestent par de tels accès de fièvre, qu'ils soient autodestructeurs ou pas, sont dites variables cataclysmiques. Elles sont longtemps restées rares dans les catalogues. Grâce aux travaux du SDSS (Sloan Digital Sky Survey), le nombre de celles qui ont été répertoriées dans notre Galaxie dépasse désormais les 500.
Les étoiles éruptives
Les étoiles à sursauts (ou flare stars)- Qu'elles soient géantes ou naines, les étoiles rouges (Les mini-étoiles) révèlent volontiers des instabilités. Du côté des plus faibles masses qui, en se rassemblant, puissent faire une étoile, ce sera par des crises que cela s'exprimera, des éruptions. Leur prototype des étoiles à sursauts est UV Ceti (Baleine), et un autre exemple nous est fourni par Proxima du Centaure. Ces étoiles présentent des éruptions comparables à celles du Soleil, mais d'une ampleur autrement plus considérable, avec un éclat qui, en quelques minutes ou quelques heures peut se voir multiplier par cent.
Les T Tauri : jeunes et turbulentes - Les vrais porte-drapeau des bébés-étoiles en crise se rencontrent au stade qui correspond à la contraction de l'étoile avant son allumage nucléaire (La formation des étoiles). Le prototype est ici T Tauri, (Taureau). Les continuelles éruptions de cette étoile la voient accroître son éclat, parfois d'un facteur 10 000 ou plus. Les T Tauri, dont les crises se répètent sur des échelles d'un ou deux jours, de masse équivalente à celle du Soleil, et de type F5 à G5, sont considérées comme des proto-étoiles en cours de contraction, et qui sont à l'origine d'un vent stellaire qui souffle en tempête. Toute la question pour ces étoiles est bel et bien la recherche de l'équilibre auquel elles devront ensuite se tenir de façon aussi assurée que possible pendant le plus clair de leur existence future. A la clé, des ajustements, des tâtonnements qui vont en faire dès cet instant des astres éminemment capricieux. Et peut-être même (si l'interprétation de comportements comme celui de FU Orionis (Orion) est recevable), l'allumage proprement dit de l'étoile.
[La formation des étoiles]
 

Au coeur des nuages

Avant même d'être devenues des étoiles proprement dites, les étoiles montrent de nombreux signes d'agitation. Des variations sur le thème de la jeunesse extrême s'observent ainsi déjà avec les objets de Herbig-Haro, qui correspondent aux jets axiaux s'extirpant des cocons opaques de gaz et de poussières dans lesquels se forment les étoiles. Leurs fluctuations de luminosité se révèlent alors épisodiques et rapides.

Mais de ce gaz et de ces poussières qui sont leurs berceaux, les étoiles ne s'en extirpent qu'avec du temps. Quand les étoiles se forment et varies en éclats, les fluctuations se communique aux nuages proches. C'est ce qui arrive avec T Tauri, elle-même, dont les convulsions qui sont à l'origines des variations de NGC 155 ou nébuleuse de Hind (Taureau). Même chose pour la nébuleuse variable de Hubble (NGC 2261), entièrement soumise aux caprices de la jeune R Monocerotis (Licorne).

A joutons que certaines instabilités des étoiles débutantes, peuvent pour cause non pas leur propres déséquilibres, mais des des interactions avec la matière environnante. On connaît ainsi près de deux mille de ces variables éruptives qui restent associées aux condensations de gaz et de poussières à partir desquelles elles se sont formées. Près de huit cents sont connues dans la seule région des nébulosités d'Orion (dont plus de la moitié dans le secteur de la Tête de Cheval). Dans la Licorne, la nébuleuse du Cône (NGC 2264), en compte plus de deux cents. La nébuleuse de la Lagune (M 8) dans le Sagittaire en offre 69 à la contemplation. Une vingtaine se dissimulent au coeur de M 16, dans le Serpent. Dans le Cygne, enfin, on en dénombre une bonne centaine, ici associées pour le meilleur et le pire à la nébuleuse America (NGC 7000) et à IC 5070.

Certaines de ces étoiles variables engoncées dans des nébulosités forment une famille assez homogène pour qu'on leur reconnaisse un prototype : RW Aurigae (Cocher). Pour ces étoiles, appartenant généralement à la séquence principale, quand elle ne sont pas déjà des sous-géantes, les variations peuvent atteindre les quatre magnitudes, n'obéissent à aucune régularité.

[Les nuages interstellaires]
Les étoiles symbiotiques - Ces étoiles binaires, se situent à l'autre extrémité de l'existence. Il s'agit de couples finissants dont le prototype est Z Andromedae (Andromède). Les deux composantes dans leur cas sont instables. L'une est en général une géante rouge semi-régulière, l'autre est une étoile bleue de petites dimensions, et présentant des velléités éruptives. Très resserrées, elles mettent en commun le matériau de leurs enveloppes, et les transits de matière de l'un des membres (la grosse étoile froide) vers l'autre compliquent ici apparemment beaucoup les variations que l'on observe.
[Les étoiles doubles]
Les variables explosives
Au pays des étoiles aussi, la vie de couple ne va pas sans quelques éclats et peut même se terminer très mal. C'est ce que révèlent certaines variables cataclysmiques et ces phénomènes d'une plus grande ampleur que sont les novae et les supernovae. Ces cataclysmes impliquent des transferts de matière d'une étoile très dilatée (géante rouge) vers une naine blanche compacte. Le gaz s'accumule à sa surface et aboutit à une explosion thermonucléaire. Comme l'explosion ne détruit pas l'étoile, le même processus recommencera probablement un peu plus tard, et on aura affaire à une nova récurrente. Il est possible aussi que l'impact de la matière, canalisée par le champ magnétique de la naine blanche, soit la cause d'un "point chaud" très brillant, et dont le rayonnement erratique expliquerait certaines variations brusque d'éclats.

En général, à cause de la force centrifuge, le gaz accaparé par la naine blanche, ne l'atteint pas directement. Il forme auparavant un disque autour d'elle. Quand des explosions, moins violentes, affectent ce disque, on parle de novae naines. Les mêmes phénomènes s'observent quand dans le couple une étoile à neutrons remplace la naine blanche. Autour d'un tel astre, excessivement compact, les énergies en jeu sont toutefois bien supérieures : les sursauts et crises se font alors le plus souvent dans le domaine des rayons X (Binaires X et microquasars). L'étude des mécanismes impliqués de cette famille de processus actuellement l'objet investigations très actives.

La situation peut être encore plus violente. Ainsi, les novae ne sont-elles que des explosions localisées, mais ces explosions peuvent également conduire à la destruction complète de l'étoile naine. Le phénomène est alors désigné sous le nom de supernova de type I.

Les novae

    Les novae ordinaires
     
      Novae rapides à l'exemple de Nova Persei 1901 (Persée), typiquement gagnent de 10 000 à 100 000 fois en éclat et atteignent une magnitude absolue de -7, en quelques heures ou quelques jours et perdent ensuite quelque chose comme 3 magnitudes en trois mois.

      Novae lentes comme la Nova Delphinus 1907 (Dauphin) atteignent une magnitude absolue autour de -5. leur décroissance est quatre ou cinq fois plus lente que dans le cas précédent.
       

        Il existe aussi des novae extrêmement lentes (pseudo-novae) telles que RT Serpentis (Serpent) dont la décroissance de trois magnitudes peut durer trois ans. Le maximum se situant vers autour des magnitudes absolues de -3 ou -4.
      Novae récurrentes - Ces objets ne diffèrent fondamentalement en rien des précédents, sinon que pour eux, le processus explosif a été observé à plusieurs reprises. Sur les quelque 180 novae ordinaires connues dans la Galaxie, seulement six présentent de façon attestée ce caractère répétitif. Un exemple est donné par T Coronae Borealis (Couronne Boréale).
    Les novae naines
     
      Type U Geminorum (Gémeaux). Ces étoiles présentent également un comportement récurrent. Les explosions, parfois très fréquentes (périodicité moyenne comprise entre 3 semaines et deux ans), sont cependant moins spectaculaires. Typiquement, l'éclat varie de 2 à 6 magnitudes en moins d'une semaine, puis retombe à son niveau habituel au bout de un ou deux mois. On suppose que, contrairement aux novae ordinaires où l'explosion s'effectue à la surface de la naine blanche, ici, cela se produit sur le disque d'accrétion.

      Type Z Camelopardalis (Girafe) - Cette famille rassemble des étoiles assez similaires dans leurs variations au type précédent, mais les éruptions sont plus rares, comme si parfois elles "sautaient leur tour".

Les supernovae

On distingue deux types principaux, selon qu'il s'agit de l'explosion finale d'une naine blanche (type Ia) ou de celle d'une géante très massive qui implose puis expulse violemment son enveloppe quand elle a complètement épuisé son combustible (type II).

Type Ia - Exemple : la supernova de Képler, que l'on a vue exploser en 1604 dans la constellation d'Ophiuchus, et qui a été le dernier événement de ce genre réellement observé dans notre Galaxie.
    Type II - Exemple : SN 1987A dans le Grand Nuage de Magellan (Dorade), observée en 1987 et qui ne cesse d'être étudiée depuis. Même si elle s'avèrent moins lumineuses que les précédentes à leur maximum, les supernovae de type II mettent en jeu des énergies bien plus grandes.
[Les novae]
[Les supernovae]

Les vraies-fausses variables

Signalons pour terminer l'existence de fausses variables (ou variables extrinsèques). Il peut s'agir soit d'étoiles dont l'éclat est variable seulement en apparence, et dont l'éventuelle variation intrinsèque est secondaire (variables magnétiques, binaires à éclipses), soit d'astres réellement variables, qui ont au premier abord l'aspect ponctuel des étoiles, mais qui ne sont pas des étoiles, mais plutôt des noyaux de galaxies (quasars)...
[Les quasars]
Les variables magnétiques
Situées dans la région où la bande d'instabilité rejoint la séquence principale (type spectraux A et parfois B), ces étoiles ont des périodes qui vont de un jour à trois semaines, et leur variation d'éclat ne dépasse pas 0,1 magnitude.

Les variations d'éclat observées peuvent provenir en partie de fluctuations réelles de luminosité comme c'est le cas, par exemple de Iota Cassiopeia (Cassiopée), ou de façon un peu plus caractéristique de Alpha-2 Canum Venaticorum (la deuxième composante de Cor Caroli, dans les Chiens de Chasse). Mais dans ce cas, les variations se manifestent surtout par des fluctuations de l'intensité de certaines raies spectrales, en association avec des oscillations de leur champ magnétique (celui-ci atteint parfais plusieurs dizaines de milliers de gauss). De façon plus générale les variations sont attribuées à la présence à la surface des variables magnétiques de grandes taches sombres (possiblement liées à des hétérogénéités de composition chimique, ainsi qu'à des températures plus faibles, comme dans les taches solaires). En tournant sur elles-mêmes, ses étoiles nous montrent donc alternativement une surface plus ou moins brillante.

Pour l'essentiel, donc, les changements observés proviennent plutôt pour ces étoiles de ce qu'elles émettent dans notre direction un flux lumineux variable. En ce sens, elles sont à rapprocher des pulsars, et des étoiles BY Draconis.

Les pulsars sont des noyaux d'étoiles mortes, sièges de phénomènes magnétiques intenses. Leurs variations d'éclat apparent (dans différentes portions du spectre électromagnétique) s'interprète comme le passage sur l'observateur dont un faisceau de rayonnement qui balaye l'espace au cours de leur rotation très rapide.

Les BY Draconis (Dragon), sont pour leur part de simples naines rouges. Banales à ceci près qu'elles semblent présenter à leur surface une zone notablement plus brillante (un spot). Cela se traduit de la même façon que dans les cas précédents par de surcroît périodiques de leur éclat apparent au gré de leur rotation.

On notera que cette "fausse" variation peut aussi bien s'ajouter aux sursauts caractéristiques des naines rouges qu'apparaître seule.

[Les pulsars]
Les variables géométriques
Les binaires elliptiques - Lorsque les étoiles forme un couple très resserré, l'attraction entre les deux composantes peut considérablement les déformer. Elles prennent alors une forme ovoïde. Or, comme elles tournent l'une autour de l'autre, leur surface apparente, et partant, le flux de rayons lumineux qu'elles émettent dans une direction donnée, varie périodiquement. L'éclat apparent de ces astres possède donc une modulation caractéristique, qui ne doit rien à des modifications réelles d'éclat des toiles concernées.
Les binaires à éclipses - Certaines étoiles peuvent également sembler changer de luminosité principalement parce qu'on a encore affaire à des couples stellaires serrés, mais cette fois avec leur plan orbital est aligné sur l'axe de visée. Les variations lumineuses correspondent alors à des phénomènes d'occultation périodique de l'une des composantes par l'autre.
A cause de la proximité de leurs composantes qui occasionnent des échanges de matière et de perturbations diverses, ces étoiles sont souvent aussi des variables intrinsèques, de type éruptif, à l'instar de RS Canum Venaticorum (Chiens de Chasse). Pour la même raison, elles pourront également être des binaires elliptiques.
Les étoiles masquées - Pas vraiment une classe particulière d'étoiles, mais plutôt une situation, signalée pour mémoire, où une étoile se trouve temporairement cachée par l'interposition d'un corps qui n'a rien avoir avec elles : cela peut être un nuage interstellaire ou un corps de notre Système solaire (planète, astéroïde...). Dans le premier cas, la lumière de l'étoile sera faiblement affectée (peut-être un petit affaiblissement de luminosité et une variation de couleur), et l'événement se révélera plutôt dans le spectre par l'apparition de raies d'absorption occasionnées par le nuage, et dont le déplacement Doppler pourra être dissocié de celui de l'étoile. Dans le second cas, on parlera d'occultation (par une planète, un astéroïde...). Les occultations sont depuis longtemps utilisées pour discerner la forme et les dimensions du corps qui s'interpose, et éventuellement pour mettre en évidence son atmosphère.

Les microlentilles gravitationnelles - Il peut également arriver qu'une autre étoile s'interpose, mais trop distante pour que le phénomène d'éclipse ait lieu. Curieusement, comme le prévoit la théorie de la gravitation d'Einstein, l'événement va quand même occasionner une variation de luminosité. Mais cette fois ce sera un amplification, du fait de la courbure du trajet des rayons lumineux venus de l'étoile en arrière plan. On parle alors de lentille gravitationnelle (ou de microlentille, pour distinguer le phénomène de ceux que l'on observe aussi à l'échelle des galaxies et des amas de galaxies).

Dans le cadre des questions sur la nature de la matière sombre galactique (Machos), plusieurs programme de recherche automatique de microlentillentilles (OGLE, EROS, MACHO, AGAPE, etc.) ont été mis sur pied au cours des dernières années afin de détecter d'éventuelles interpositions de petits astres très peu lumineux qui pourraient peupler l'espace et ne se révéler qu'en amplifiant par ce biais la lumière d'étoiles en arrière plan. Quelques événements ont ainsi été détectés, mais insuffisamment pour que les minitétoiles, voire les trous noirs, auxquels on pensait puissent constituer la population attendue.
En librairie - M. Petit - Les étoiles variables, Masson, 1982. Un ouvrage, sans doute un peu austère et ancien, mais qui reste la meilleure référence grand public par l'étendue et la qualité de l'information qu'il rassemble.
.


[Constellations][Système solaire][Dictionnaire cosmographique]

[Pages pratiques][Aide][Recherche sur Internet]

© Serge Jodra, 2004. - Reproduction interdite.