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La diversité des étoiles

Les étoiles variables (IX)

Devant la "sphère des fixes" d'Aristote, il est très probable que les étoiles variables furent observées dès l'Antiquité grecque. Mais ni les astronomes grecs, ni leurs collègues chinois, japonais, coréens et arabes ne relevèrent ces variations d'éclats.

Pourtant des yeux avertis comme ceux d'Hipparque, Ptolémée, Copernic ou Tycho avaient maintes occasions de relever ce défi. En Europe cette situation s'explique par le fait qu'il eut été absurde de considérer la sphère céleste sous l'emprise du changement. Elle était à l'image des dieux, parfaite. Les observateurs avaient bien découverts quelques "comètes", mais elles étaient considérées comme des évènements inexpliqués, comme on parlerait aujourd'hui des OVNI et ne faisaient l’objet d’aucune attention.

Les étoiles variables furent observées en Europe à partir de 1667. Le professeur de mathématique Geminiano Montanari fut intrigué par le comportement de l'étoile Algol dans la constellation de Persée. Une étude plus approfondie de Sir William Herschel en 1860 permit de découvrir qu'il s'agissait d'une étoile qui subissait des variations de luminosité. Il s'agissait d'une étoile double à éclipse, l'étoile principale subissant périodiquement une variation de luminosité en raison du passage de son compagnon dans notre ligne de visée.

Simulation du système d'Algol. Le transfert de masse vers le compagnon est sensible au taux de refroidissement radiatif. Document NCSU/Blondin/Richards/Malinowski.

De la même manière, l'étoile Epsilon du Cocher subit des éclipses tous les 27 ans durant 18 mois qui diminuent sa luminosité de 50 %. Son comportement intriguait les astronomes depuis 1821. La question fut finalement résolue en 2010. L'astronome Brian Kloppenborg et ses collègues de l'Université de Denver aux Etats-Unis découvrirent qu'Epsilon du Cocher avait le même comportement qu'Algol.

Grâce aux six télescopes interférométriques de Chara Array (Center for High Angular Resolution Astronomy), les astronomes ont découvert un fin disque de poussière de près de 1.5 milliard de kilomètres de diamètre - autant que l'orbite de Jupiter - gravitant autour de l'étoile. Il se présente par la tranche et abrite une petite étoile massive. Epsilon du Cocher est donc un système binaire. Il pourrait ressembler à ce qu'était le système solaire lors de la formation des planètes il y a 4.5 milliards d'années.

Il existe toutefois des binaires à éclipses dont les étoiles sont beaucoup plus rapprochées. Ainsi dans le système emblématique de β Lyrae, les deux étoiles sont en contact - on les appelle des binaires à contact - au point qu'il y a un transfert de matière entre l'étoile naine bleue (B7V) et l'étoile blanche (A8V) avec la formation d'un disque d'accrétion qui fut d'ailleurs à l'origine du concept inventé par Gerard Kuiper en 1941 et aujourd'hui appliqué à de nombreux corps célestes. On y reviendra à propos de la formation du système solaire et du disque d'accrétion des trous noirs. Notons que visuellement β Lyrae est un système constitué de 6 étoiles dont une binaire visuelle C qui est elle-même une binaire spectroscopique comprenant 3 autres compagnons, D, E et F. On y reviendra.

Rappelons également le cas du système KIC 9832227 du Cygne dont les deux composantes sont tellement rapprochées qu'on prédit qu'elles fusionneront et exploseront en nova en 2022.

Les différentes catégories d'étoiles variables

Janet Mattei (1943-2004), ancienne directrice de l'American Association of Variable Stars Observers, AAVSO, nous explique que les étoiles variables sont regroupées en deux catégories, selon la nature de leur variance :

- Les variables extrinsèques dont la variation de luminosité est provoquée par l'éclipse d'une étoile par sa compagne plus faible (le cas d'Algol), par l'effet de la rotation stellaire ou un nuage de poussières.

Cette catégorie comprend les étoiles variables cataclysmiques (CV) généralement associées en système binaire avec un astre compact, étoile naine, étoile neutron ou un trou noir stellaire, comme c'est le cas des systèmes SS Cygni et U Geminorum.

- Les variables intrinsèques dont la variation de luminosité, la plupart du temps cyclique, résulte de changements physiques au sein de l'étoile ou dans le système stellaire lui-même, par exemple des pulsations ou des éruptions qui provoquent un mouvement de contraction et d'expansion des couches superficielles de l'étoile.

Cette dernière catégorie est subdivisée en plusieurs classes parmi lesquelles :

- Les étoiles variables à longue période (LPV), type Mira Ceti, dont l'éclat varie progressivement sur plus d'une année.

- Les étoiles variables irrégulières telle Bételgeuse (α Orionis) ou Antarès (α Scorpii) dont la période est indéterminée.

- Les étoiles variables éruptives qui sautent jusqu'à quatre magnitudes en quelques secondes : Wolf 424 AB, UV Ceti, Eta Carina.

- Les étoiles variables dites Céphéides que l'on retrouve également dans les galaxies extérieures et les amas globulaires.

- Les étoiles variables dites RR Lyrae dont la période est très régulière (13 hrs pour RR Lyrae) et qui servent de chandelle standard.

Les caractéristiques des étoiles variables sont reprises dans le catalogue GCVS dont la dernière version 5.1 basée sur des données compilées en 2015 comprend plus de 52000 étoiles variables auxquelles s'ajoutent chaque année des centaines de nouvelles candidates.

Notons que dans le cadre de la recherche des exoplanètes, le projet Planet Hunters de la NASA permet au public d'analyser par Internet les courbes lumineuses des étoiles observées par le télescope orbital Kepler. L'analyse de ces 19 millions de courbes par plus de 250000 volontaires a déjà permis de découvrir de nouveaux types d'étoiles variables (et bien entendu quelques exoplanètes y compris dans la zone habitable). Profitez-en, c'est de la Science !

Pour plus de détails sur ces étoiles très particulières, consultez l'article consacré à la classification des étoiles variables et à leur observation par les amateurs.

A lire : Les étoiles variables

General Catalogue of Variable Stars (GCVS)

Les courbes de luminosité

Courbes de luminosité de quelques étoiles variables célèbres tracées jusqu'en l'an 2000 : Mira (Omicron Ceti) une variable à longue période, SS Cygni de type U Gem et GK Persei, une nova périodique. Documents AAVSO.

La relation qui relie la luminosité des Céphéides à leur fluctuation est connue avec précision. Leur éclat absolu étant inversement proportionnel au carré de leur distance, l'astronome Henrietta Leavitt démontra en 1908 qu'elles pouvaient servir d'étalon de mesure pour calculer la distance des amas d'étoiles et des galaxies proches. La magnitude absolue (M) des Céphéides obéit à la relation :

M = a + b log P

où a et b sont deux constantes déterminées, l'une à partir des Céphéides de la Voie Lactée par parallaxe, l'autre en observant les Céphéides des Nuages de Magellan; P est la mesure de la période de l'étoile.

Une fois les magnitudes absolue et apparente connues on peut aisément déterminer leur distance. Ces calibreurs sont usuellement appelés des "chandelles standards".

Parmi les étoiles variables particulières donnons une mention spéciale à R Monocerotis et V383 Monocerotis. Comme on le voit ci-dessous à gauche, R Monocerotis est immergée dans un nuage de gaz et de poussières qui lui vaut d'être surnommée la "nébuleuse variable de Hubble" ou NGC 2261. En effet, à l'époque des observations de Sir William Herschel au XVIIIe siècle, les astronomes ne s'expliquaient pas les modifications d'éclat de cette étoile qui pouvait changer d'aspect en l'espace d'un jour. En 1916, Edwin Hubble découvrit que cette étoile variable était en fait entourée d'une épaisse nébulosité dont l'éclat fluctuait en fonction du comportement de l'étoile. Baptisée la nébuleuse variable de Hubble, NGC 2261 sera photographiée pour la première fois en 1949 avec le télescope de 5 m du mont Palomar.

R Mon appartient à la famille des étoiles naines variables de type T Tauri. Tous les membres de cette famille sont situés dans des nuages moléculaires et présentent de brusques variations d'éclat. Parmi ces membres citons également SU Aurigae et TW Hydrae.

Notons enfin que ces jeunes étoiles sont parfois associées aux objets de Herbig-Haro.

A lire : L'étoile R Monoceros et NGC 2261 (PDF), Gilbert St-Onge

A gauche, l'étoile variable R Monocerotis, surnommée la "nébuleuse variable de Hubble" alias NGC 2261. Il s'agit d'une étoile naine variable de type T Tauri qui éjecte régulièrement des poussières et du gaz, d'où son aspect actuel. Sa magnitude varie entre 10 et 12 et son aspect peut changer en un jour. A droite, évolution de l'étoile variable éruptive V383 Monocerotis qui est devenue soudainement 600000 fois plus lumineuse et 1500 fois plus grande que le Soleil en février 2002 en libérant une immense bulle de gaz et de poussières. Documents NASA/STSCI/HST et  NASA/ESA/STScI.

Quant à l'étoile variable V383 Monocerotis présentée ci-dessus à droite, les astronomes ont toutes les difficultés pour déterminer à quelle catégorie elle appartient. Située à environ 20000 années-lumière, elle présente un spectre de type M6.3 et une magnitude apparente variant entre 6.75 et 15.6. Sa température effective est de 3270 K, elle présente un rayon de 380 R et une luminosité 15000 fois supérieure à celle du Soleil pour une masse de 5 M.

Au cours d'une éruption survenue en février 2002, V383 Monocerotis est devenue 600000 fois plus lumineuse et 1500 fois plus grande que le Soleil, devenant temporairement l'étoile la plus brillante de la Voie Lactée ! A cette occasion, elle illumina le nuage de gaz et de poussières qui l'entoure et qu'elle avait partiellement expulsé au cours de ses précédentes éruptions. Cet "écho lumineux" se dissipa ensuite à mesure que l'étoile perdit son éclat.

Compte tenu de ses éruptions spectaculaires, les astronomes ont tendance à la classer parmi les novae. Mais il s'agit alors d'un spécimen atypique car généralement les novae sont des étoiles jeunes, chaudes et massives. Or si celle-ci est une supergéante plutôt froide. A ce titre, on pourrait donc la cataloguer parmi les supergéantes massives, l'éruption pouvant être celle d'un flash de l'hélium. Or dans ce cas-ci, on n'a pas observé de perte importante de masse (entre l'arrivée sur la Séquence principale et ce stade, les étoiles peuvent perdre jusqu'à 50 % de leur masse) et l'étoile ne s'est pas transformée en Wolf-Rayet. Il peut aussi s'agir d'une étoile géante ayant connu les flashes de l'hélium et parvenue au stade post-asymptotique ou AGB, c'est-à-dire située tout en haut à droite du diagramme H-R et sur le déclin. Toutefois, selon plusieurs études la poussière qui l'enveloppe est d'origine interstellaire, elle n'est pas centrée sur V383 Mon qui ne l'a donc pas émis en totalité.

Selon certains modèles, l'éruption qu'elle connut est peut-être aussi le résultat d'une fusion entre une étoile massive de 8 M et une jeune étoile de 0.3 M sur la pré-Séquence principale, produisant ce qu'on appelle un "mergeburst". Cette hypothèse est renforcée par l'apparente jeunesse et l'instabilité que présente ce système. Des simulations montrent que la plus grande partie de l'enveloppe de poussière proviendrait de la plus petite étoile. Selon Soker et Tylenda, l'existence de ce compagnon expliquerait aussi les nombreux pics observés dans sa courbe lumineuse pendant l'éruption de 2002.

Enfin, Alon Retter et son équipe ont proposé en 2006 que l'étoile absorba une planète géante qui en se consummant dans les couches denses de son atmosphère aurait déclenché la fusion du deutérium et produit une expansion fulgurante de l'atmosphère de l'étoile. Mais cette théorie est non seulement ad hoc en ajoutant une planète au système mais elle n'explique pas les particularités de la courbe lumineuse du sursaut d'éclat. Néanmoins, elle est aussi plausible que les autres théories mais à moins que d'autres planètes plongent dans l'étoile, il sera difficile de la prouver.

Nous devons bien sûr ajouter à cette liste les novae et les supernovae dont l'éclat croît brutalement. L'ensemble de ces astres se divise en une vingtaine de classes et regroupe quelque 30000 étoiles mais on suspecte des milliers d'autres étoiles d'être variables.

Lorsque l'étoile variable est constituée d'un système binaire (voir page suivante), les deux astres peuvent interagir de manière forts différentes :

- Interaction du vent stellaire : dans les étoiles chaudes et massives (XRB) le vent stellaire émis par chacune des composantes peut former un disque d'accrétion capable d'obscurcir temporairement la surface de l'étoile la plus massive.

- Variation de la luminosité : la surface de l'une des deux étoiles est réchauffée par celle du compagnon qui émet des rayons X, provoquant une photoionisation du vent stellaire (étoiles symbiotiques)

- Interaction du champ magnétique : à l'image des magnétars un champ magnétique très intense peut induire des variations du rayonnement (AM Her) suite à une modification intrinsèque de l'étoile (modification de sa surface, etc)

- Effets de marées : dans les systèmes binaires en interactions très rapprochées, les forces de marées deviennent si importantes que les vents stellaires sont gravement perturbés, induisant des pertes de synchronisation, un transfert de masses, etc.

A lire : Etoiles cataclysmiques symbiotiques et novae (PDF), François Teyssier

Des étoiles variables exotiques

A gauche, le jeune système double T Tauri est âgé de quelques millions d'années seulement. Il est encore entouré de son disque de poussières qui provoque une variation d'éclat de l'étoile principale qui est aussi la T Tauri la plus brillante du ciel. Le halo bleuté est constitué d'un mélange de poussières circumstellaires et des résidus ayant donnés naissance à T Tauri. L'image a été prise en infrarouge dans les bandes J, H et K. A droite, l'étoile supergéante rouge Eta Carina enfouie dans le complexe HII géant de la nébuleuse de la Carène est une étoile variable éruptive qui est en train de souffler dans l'espace une partie de son atmosphère faisant fluctuer notablement sa luminosité. Documents CFHT et AAO/David Malin.

Ci-dessus à gauche, le système d'Algol et son disque d'accrétion entourant un compagnon massif répond parfaitement aux lois de l'hydrodynamique. Cliquer sur l'image pour lancer l'animation (Mpeg de 938 KB). A droite, HD12545 doit sa variabilité à la présence d'une immense zone de son atmosphère 25% plus froide que sa température moyenne de 4300 K. Cliquer sur les images pour les agrandir. Documents NCSU/Blondin et NOAO-Wien.

Appel aux amateurs

Si l'étude des variations lumineuses des étoiles variables est vitale pour comprendre leur nature, il va de soi que les astronomes professionnels n'ont pas les moyens ni le temps de surveiller des dizaines de milliers d'étoiles variables nuit après nuit. Leurs efforts se focalisent sur la compréhension d'aspects plus spécifiques des étoiles en utilisant des instruments très sophistiqués pour ne citer que les spectrographes, les radiotélescopes ou les satellites sensibles au rayonnement X. Toutefois il demeure nécessaire de mesurer la lumière de ces étoiles dans le spectre visible. Ces données seront ensuite comparées avec les mesures effectuées à de plus longues et de plus courtes longueurs d'ondes, les mesures optiques servant de repère.

Ainsi que le rappelle l'AAVSO, c'est ici que les astronomes amateurs peuvent apporter une contribution significative à l'astronomie. Pour comprendre et développer des théories qui expliquent les raisons et les manières dont les étoiles varient en luminosité, les astrophysiciens ont besoin de connaître l'histoire à long terme de ces astres, raison pour laquelle il est essentiel que les amateurs effectuent des observations à long terme de ces étoiles. Ce n’est pas un travail difficile mais il faut être assidu et donc être disponible, bénéficier d’un ciel clément, disposer d’un télescope et être rigoureux.

A ce jour les membres de l'AAVSO ont réalisé plus de 18 millions d'observations. La plupart des mesures de luminosité ont été effectuées par des observateurs amateurs qui pointent régulièrement leurs observations dans des diagrammes de courbes lumineuses qui sont ensuite rassemblés et préparés par des associations spécialisées telle que l'antenne française du GFOES. Si cette activité vous intéresse consulter la page consacrée aux étoiles variables pour plus de détails.

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