Les étoiles variables

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                 Certaines étoiles n'ont pas la stabilité de notre soleil et nous offrent des variations importantes de luminosité. Dans ce domaine, il y a des faussaires,

-commençons par débusquer une vraie fausse variable :

                  

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Depuis l'antiquité  les hommes ont remarqué, dans la constellation de Persée, une étoile dont l'éclat varie en quelques jour de façon importante. Les observateurs mal à l'aise devant la fantaisie de cet astre, qui rompait l'immuabilité des cieux, l'ont appelé ALGOL. Ce nom vient  de l'arabe et signifie " la  tête du démon".

              

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Goodrike

C'est un astronome anglais, sourd muet, John Goodrike , qui expliqua en 1783 cet étrange comportement  : Il émit l'hypothèse qu'il s'agissait d'un couple stellaire dont l'étoile principale était périodiquement occultée par un compagnon plus sombre. En effet il suffit que la Terre soit dans le  plan de l'orbite du compagnon sombre pour l'étoile la plus brillante apparaisse périodiquement occultée. Il mesura une période de variation de 2 jours 21 heures.

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On sait aujourd'hui que Algol est distante de 90 Al du soleil, sa magnitude varie de 2,2 à 3,5. La composante brillante est une étoile bleue de type B 8 et son compagnon une étoile orangée de type K 2 beaucoup plus sombre. Le compagnon orbite à seulement 10 millions de km de l'étoile principale ce qui explique la très courte période. L'attraction démentielle entre les 2 étoiles les déforme au point qu'elles doivent pratiquement se toucher.

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Pour bien visualiser ces différences de luminosité, on peut se référer à l'étoile Almak  (gamma Andromède) qui est stable avec une magnitude de 2,1 ce qui correspond au maximum d'Algol. Il faut noter un minimum secondaire quand la composante sombre passe derrière la brillante, mais cette baisse de luminosité n'est pas perceptible à l'œil nu.

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-Maintenant les vraies de vrai :
        Un autre astre attire l'attention depuis fort longtemps. Située dans la constellation de la Baleine cette véritable étoile pulsante a une période de variation très longue, 331 jours, et les astronomes l'ont nommée Mira Ceti, c'est à dire " la merveilleuse de la Baleine". A son maximum d'éclat elle atteint la magnitude 2 pour plonger à la magnitude 9 au minimum ce qui la rend invisible à l'œil nu.

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Mira Ceti est une géante rouge de type M, située à 200 AL du soleil, son diamètre moyen est 400 fois celui du soleil et sa température de surface est de 3000 °k (contre 5500° pour le soleil)

C'est une étoile instable car arrivé à un stade d'évolution avancé. Son cœur est rigidifié en carbone et oxygène mais les réactions nucléaires continuent dans les couches externes ( 4 noyaux d'hydrogène fusionnent en un noyau d'hélium). L'étoile est animée de soubresauts thermiques pour évacuer la chaleur : elle augmente son volume, ce qui refroidit sa surface et donc fait baisser la luminosité de façon importante. La température diminuant, l'étoile se contracte à nouveau, ce qui ré augmente sa température de surface et donc sa luminosité. Nous voyons donc l'étoile clignoter avec une période 331 jours.

Devenir une étoile type Mira, sera le lot de notre soleil dans 5 milliards d'années. Il deviendra une géante rouge pulsante pour finir par expulser ses couches externes. Son cœur s'effondrera en naine blanche pas plus grosse que la Terre. Il restera ce qu'on appelle " une nébuleuse planétaire" comme celle de la Lyre

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-Examinons le cas des étoiles de plus de 2,25 masses solaires :

              Le cœur ne se rigidifie pas car la température centrale est trop importante ( plusieurs dizaines de millions de degrés). Le noyau d'hélium  en fusion se dilate et l'étoile devient pulsante. Les pulsations traduisent une instabilité des couches externes de l'étoile, liée à une variation d'opacité du gaz. Il s'agit de la grande famille des Céphéides :

                ce sont des astres plus massifs et plus chauds que le soleil,  dont le prototype est l'étoile delta de la constellation de Céphée, d'ou leur nom. L'amplitude de variation est de 0,1 à 2 magnitudes, leur période es comprise entre un jour et quelques semaines.               

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Une astronome américaine, Henrietta Leavitt, démontra en 1912 que la période de variation des Céphéides est proportionnelle à leur luminosité.

Ainsi une période de 5 jours correspond à une étoile brillant comme 380 soleils, une période de 10 jours correspond à une étoile brillant comme 600 soleils.

Donc il suffit de mesurer la période d'une céphéides pour en connaître sa luminosité réelle, absolue. En comparant cette luminosité absolue  à la luminosité apparente on pourra en déduire sa distance. Nous avons là des véritables balises stellaires.

  E. Hubble utilisa cette méthode en 1924 pour déterminer la distance de la galaxie d'Andromède et prouver qu'elle ne faisait pas partie de notre voie lactée.  Actuellement on utilise toujours cette méthode pour calculer la distance des galaxies dans lesquelles on repère des céphéides.

         Il existe d'autres types d'étoiles variables, comme les RR Lyrae plus chaudes que les Céphéides avec des périodes de variation plus courtes. On trouve également des étoiles variables dont la période n'est pas régulière, on les appelle des " variables éruptives", Proxima du Centaure l'étoile la plus proche du soleil) en fait partie. La contribution des astronomes amateurs est très importante pour la surveillance de ces astres...lunatiques.

  

Les cartes de cette page sont issues du logiciel  REDSHIHT 3

         

 

 

 

 

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