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.

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

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.

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).

• Céphéides, dont le prototype est Delta Cephei (Céphée)
• W Virginis (Vierge)
• RR Lyrae (Lyre)
• AI Velorum (Voiles) ou céphéides naines
• Delta Scuti (Ecu de Sobieski)
• RV Tauri (Taureau) ou céphéides semi-régulières.

Souvent géante varie...

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 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).

• 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).

• 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).

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 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.

 

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 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.

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".

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 vraies-fausses variables

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.

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 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.