Types d'étoiles variables : céphéide, pulsatoire et cataclysmique

Le mystère de 50 ans d

Vue d'artiste du système binaire à éclipse, y compris une étoile pulsante appelée variable céphéide. (Crédit image : ESO / L. Calçada)





Une étoile variable est, tout simplement, une étoile qui change de luminosité. Une étoile est considérée comme variable si sa magnitude apparente (luminosité) est modifiée de quelque manière que ce soit de notre point de vue sur Terre. Ces changements peuvent se produire sur des années ou sur quelques fractions de seconde, et peuvent aller d'un millième de magnitude à 20 magnitudes. Plus de 100 000 étoiles variables sont connues et ont été cataloguées, et des milliers d'autres sont des variables suspectées. Notre propre soleil est une étoile variable ; sa production d'énergie varie d'environ 0,1 %, soit un millième de sa magnitude, sur un cycle solaire de 11 ans.

Histoire des étoiles variables

La première étoile variable identifiée moderne était Omicron Ceti, rebaptisée plus tard Mira. Il avait été décrit comme une nova en 1596 par David Fabricius. En 1638, Johannes Holwards observe Omicron Ceti pulsant dans un cycle régulier de 11 mois. Il s'agissait d'une découverte importante, car elle a permis de vérifier que les étoiles n'étaient pas éternelles et invariables comme l'avaient cru des philosophes antiques comme Aristote. La découverte d'étoiles variables, ainsi que les rapports de supernovae, ont ouvert la voie au développement de la science de l'astronomie.

Dans le abstrait d'une conférence donnée pour célébrer les 400eanniversaire de la découverte de Mira, Dorrit Hoffleit, de l'Université de Yale, a déclaré : Au cours du premier siècle suivant Fabricius, quatre variables de type Mira ont été découvertes, et dans tous les cas, il a été constaté que les étoiles étaient soupçonnées d'être des novae bien avant leur ' découverte dans le monde occidental. Trois des quatre avaient été enregistrés comme novae dans les premiers enregistrements chinois ou coréens.



En 1669, une deuxième étoile variable fut identifiée par Geminiano Monanari. C'était une variable à éclipse appelée Algol, bien que sa variabilité n'ait été expliquée que plus de cent ans plus tard par John Goodricke en 1784. La troisième étoile variable, À propos de Cygni , a été observée en 1686 et en 1704. Au cours des 80 années suivantes, sept autres étoiles variables ont été identifiées.

Depuis 1850, de nombreuses étoiles variables ont été observées, un processus aidé par le développement de la photographie. En 2008, plus de 46 000 étoiles variables de la Voie lactée étaient répertoriées dans le Catalogue général des étoiles variables.

Caractéristiques et composition des étoiles variables

Il y a plusieurs raisons à la variabilité. Ceux-ci incluent des changements dans la luminosité ou la masse des étoiles, et des obstructions dans la quantité de lumière qui atteint la Terre. Les variables pulsantes gonflent et rétrécissent. Les binaires à éclipse deviennent plus sombres lorsqu'une étoile compagnon se déplace devant, puis s'éclaircissent lorsque l'étoile occultante s'éloigne. Certaines des étoiles variables identifiées sont en fait deux étoiles très proches qui échangent de la masse lorsque l'une prend l'atmosphère de l'autre.



Il existe deux catégories différentes d'étoiles variables. Les variables intrinsèques sont des étoiles dont la luminosité change physiquement en raison des pulsations, des éruptions ou du gonflement et du rétrécissement. Les variables extrinsèques sont des étoiles qui changent de luminosité parce qu'elles sont éclipsées par la rotation stellaire ou par une autre étoile ou planète.

Trois étoiles variables céphéides, étoiles pulsantes utilisées pour mesurer la distance et l

Trois étoiles variables céphéides, étoiles pulsantes utilisées pour mesurer la distance et l'âge des objets, sont visibles sur cette vue du cœur de la Voie lactée. Cette image a été prise à l'aide de l'Observatoire astronomique sud-africain et publiée le 24 août 2011.(Crédit image : N. Matsunaga)



Variables intrinsèques

Variables de céphéides sont des étoiles très lumineuses, 500 à 300 000 fois plus grosses que le soleil, avec de courtes périodes de changement qui vont de 1 à 100 jours. Ce sont des variables pulsées qui se dilatent et se rétrécissent considérablement dans un court laps de temps, suivant un modèle spécifique. Les astronomes peuvent mesurer la distance d'une céphéide en mesurant la variabilité de sa luminosité, ce qui les rend très précieuses pour la science.

D'autres variables pulsantes incluent les étoiles RR Lyrae, qui sont des étoiles de courte période, plus anciennes qui ne sont pas aussi grandes que les Céphéides ; et les étoiles RV Tauri, supergéantes avec de plus grandes variations de lumière. Les variables de pulsation à longue période incluent la classe Mira, qui sont des supergéantes rouges froides avec de grandes pulsations ; et Semirégulières, qui sont des géantes rouges ou supergéantes avec des périodes plus longues pouvant aller de 30 à 1000 jours. L'une des variables semi-régulières les plus connues est Bételgeuse . Des variables pulsantes irrégulières ont également été identifiées. Ce sont généralement des supergéantes rouges, mais très peu d'études ont été faites sur elles.

Lorsqu'il s'agit de changer la perception de l'univers par les astronomes, la variable Céphéide V1 a joué l'un des rôles essentiels. L'importante étoile variable a permis à l'astronome américain Edwin Hubble pour déterminer que la nébuleuse vaporeuse dans laquelle elle se trouvait était, en fait, une toute autre galaxie, démontrant que la Voie lactée ne contenait pas l'univers entier.

'V1 est l'étoile la plus importante de l'histoire de la cosmologie', a déclaré l'astronome Dave Soderblom du Space Telescope Science Institute (STScI) dans le Maryland dans un déclaration . «C'est une découverte historique qui a prouvé que l'univers est plus grand et regorge de galaxies.

Variables cataclysmiques (également appelées variables explosives) s'éclaircir en raison d'explosions aiguës ou violentes causées par des processus thermonucléaires soit en surface, soit en profondeur à l'intérieur. Il s'agit notamment d'étoiles de type binaire, avec deux étoiles proches ayant un effet mutuel sur la masse. Supernovae, Novae, Recurrent Novae et Dwarf Novae sont un groupe d'étoiles qui ont des augmentations de magnitude dramatiques ou soudaines, généralement à cause d'une explosion stellaire.

  • Les supernovae sont les plus spectaculaires, émettant parfois autant d'énergie qu'une galaxie entière. Ils peuvent augmenter de plus de 20 magnitudes, devenant environ cent millions de fois plus brillants. Les supernovae représentent généralement la mort d'une étoile massive, bien que le noyau puisse rester comme une étoile à neutrons ou que des restes puissent former des nébuleuses.
  • Novae et Recurrent Novae sont des systèmes binaires proches qui sont variables en raison des explosions à la surface, mais l'étoile n'est pas détruite. Nova Scorpii, qui a obtenu un pic de luminosité en 2007, est la plus brillante observée ces dernières années ; Nova Cygni est la plus brillante des 70 dernières années. La nova mesurée la plus brillante depuis 1901 était Nova Aquilae, qui en 1918 brillait presque aussi fort que Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel.
  • Les novae naines sont des étoiles doubles blanches qui transfèrent de la masse et provoquent des explosions de variations régulières. Une autre forme de variable explosive sont les étoiles symbiotiques, des systèmes binaires proches avec une géante rouge et une étoile bleue chaude empêtrées dans un nuage de poussière ou de gaz.

Variables éruptives sont des étoiles avec des éruptions ou des flambées à la surface ou une interaction avec d'autres matières interstellaires. Il existe un certain nombre de sous-types dans cette catégorie, y compris les variables bleues lumineuses, les étoiles fusées, les supergéantes, les protoétoiles et les variables Orion. Certaines variables éruptives sont des systèmes binaires proches.

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Variables extrinsèques

Eclipse d'étoiles binaires sont des étoiles qui passent les unes devant les autres, provoquant des fluctuations et un obscurcissement de la lumière vue sur Terre. Les étoiles binaires à éclipse peuvent avoir leurs propres planètes, qui éclipsent leur lumière semblable à une éclipse lunaire sur Terre. L'une des étoiles binaires à éclipse les plus connues est Algol.

Le vaisseau spatial de chasse aux planètes de la NASA, Kepler, détecté plus de 2 600 étoiles binaires à éclipse au cours de sa mission.

Étoiles tournantes sont des étoiles variables qui montrent de petits changements de lumière causés par des taches de points lumineux sur leurs surfaces. Ils peuvent avoir des points lumineux aux pôles magnétiques. Les étoiles en rotation sont souvent des systèmes binaires et peuvent être de forme non sphérique ou ellipsoïdale, ce qui provoque des changements de luminosité lorsqu'elles se déplacent.

  • Les pulsars sont des étoiles à neutrons en rotation – le cœur des supernovae à longue explosion – qui émettent un rayonnement électromagnétique qui n'est visible que lorsque le faisceau pointe vers la Terre. Les pulsars produisent des intervalles de lumière précis et mesurables et sont souvent comparés à des phares car ils balaient périodiquement des faisceaux d'énergie pendant leur orbite.
  • Certains pulsars à rotation rapide font tourner leur masse de la taille d'une ville plusieurs fois par seconde ; ceux-ci sont connus comme pulsars millisecondes . Le pulsar milliseconde connu le plus rapide tourne 43 000 fois en une minute. Selon Nasa , on pense que les pulsars millisecondes atteignent de telles vitesses car ils sont liés gravitationnellement dans des systèmes binaires avec des étoiles normales. Pendant une partie de leur vie stellaire, le gaz s'écoule de l'étoile normale vers le pulsar. Au fil du temps, l'impact de ce gaz en chute accélère progressivement la rotation du pulsar.

Cette photo prise par des astronomes à l

Cette photo prise par des astronomes à l'aide de l'Observatoire astronomique sud-africain montre le centre de notre galaxie de la Voie lactée et deux étoiles pulsantes ressemblant à des balises, connues sous le nom de Céphéides, qui servent de repères de distance pour les astronomes. Cette image a été publiée le 24 août 2011.(Crédit image : N. Matsunaga)

Étoiles variables : futures recherches

La recherche sur les étoiles variables est extrêmement importante car elle donne aux scientifiques des informations sur les propriétés des étoiles en termes de masse, de rayon, de température et de luminosité, ainsi que des informations sur la structure et la composition de l'étoile et son évolution. Comprendre la nature des étoiles variables nécessite une observation systématique du comportement sur plusieurs décennies. Les étoiles variables sont analysées visuellement et avec des techniques photographiques, photoélectriques et calibrées de dispositifs à couplage de charge (CCD). Les astronomes amateurs jouent un rôle important dans la collecte de données et la soumission d'observations au Base de données internationale de l'AAVSO .

Au sein des différentes catégories de variables, certaines sont particulièrement précieuses pour l'astronomie, car leur variabilité peut être mesurée. La recherche sur les variables céphéides aide à déterminer l'âge de l'univers et a fourni des informations sur les galaxies lointaines. Les études des variables Mira sont importantes pour notre compréhension de notre Soleil. Les supernovae nous donnent un aperçu de l'expansion de l'univers, tandis que

Les variables cataclysmiques aident à comprendre les galaxies actives et les trous noirs supermassifs. Les étoiles variables sont un domaine d'étude spécifique en astronomie, fournissant des informations importantes sur comment et pourquoi les choses changent au fil du temps. Ils jouent un rôle important dans notre compréhension de l'univers.

Rapports supplémentaires de Nola Taylor Redd, contributeur de guesswhozoo.com

Ressources additionnelles