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Classification des étoiles variables
en collaboration avec Janet Mattei, ancienne directrice de l'AAVSO Etoiles éruptives (II) Ces étoiles sont sujettes à des éruptions soudaines et intenses, d'une à six magnitudes durant quelques minutes. Ainsi, le 25 septembre 1952 V.Oskanian reporta l'explosion lumineuse de UV Ceti dont la luminosité s'éleva de 6 magnitudes en l'espace de quelques minutes ! Elle devint 250 fois plus brillante. Exemples : UV Ceti, YZ Canis Majoris. Cette catégorie se subdivise en 8 groupes : les variables éruptives, cataclysmiques, symbiotiques, les novae, les novae récurrentes, les étoiles P Cygni, les supernovae et les étoiles R Coronae Borealis. Les variables cataclysmiques Après un long repos au moment du minimum, des étoiles naines au comportement d'étoile variable voient soudainement leur luminosité temporairement augmenter. On les appelle également nova naines. L'amplitude varie de 2 à 6 magnitudes, les étoiles atteignant une magnitude absolue de +4 à +5. L'intervalle entre les éclats dure entre 10 jours et plus de 1000 jours. La plupart, sinon toutes les étoiles de cette catégorie sont agencées en systèmes binaires très rapprochés dont la période n'est que de quelques heures. En général, le couple est formé d'une étoile sous-naine jaune de type G ou d'une naine rouge et d'une compagne sous-naine bleue ou une naine blanche. Les deux étoiles sont si rapprochées que l'atmosphère supérieure de l'étoile naine est accrétée par sa compagne, s'accumulant sur sa surface jusqu'à provoquer une instabilité explosive. Ces sursauts se produisent à intervalles irréguliers, plus espacés dans le cas des étoiles SS Cygni. Ce groupe rassemble également les étoiles Z Camelopardalis. On reviendra sur ces instabilités à l'origine d'éruptions cataclysmiques à propos du champ magnétique des naines blanches. Exemples : SS Cygni, U Geminorum, AY Lyrae, AM Herculis, WZ Sagittae, Nova Cygni 1975. Notons que certaines variables cataclysmiques ont été reclassées comme binaire X suite à la découverte d'une contrepartie compacte mais uniquement détectable en rayons X, gamma ou radio. C'est le cas de 47 Tucanae X9 sur lequel nous reviendrons page suivante.
Les variables cataclysmiques sont évolutivement liées aux naines blanches ELM (de masse extrêmement faible) par les variables cataclysmiques évoluées, également appelées naines blanches pré-ELM, des étoiles binaires de transition (cf. K.El-Badry et al., 2021). Etoiles Z Camelopardalis Ce sont des étoiles variables identiques aux étoiles U Geminorum tant physiquement que du point vue spectroscopique. Elles montrent une variation cyclique interrompue par des intervalles de luminosité constantes. Cet état stationnaire dure plusieurs cycles et prend place approximativement au tiers du chemin vers le minimum de l'étoile. Exemples : Z Camelopardalis, AH Herculis. Etoiles symbiotiques Ces étoiles se caractérisent par des explosions similaires aux novae, semi-périodiques, jusqu'à 3 magnitudes. Ce sont peut-être des systèmes binaires fort rapprochés. L'une des composantes du système est une géante rouge, l'autre une étoile bleue chaude. Ce couple s'entoure de nébulosités car souvent il précède la formation d'une nébuleuse planétaire. Exemples : Z Andromedae, AG Draconis, V377 Sagittae. Les novae La plus spectaculaire évolution que puisse subir une étoile variable est le stade de nova. Ces étoiles "nouvelles" ont vu en quelques jours ou en quelques semaines leur éclat multiplié par un coefficient de mille ou du million, pour atteindre les premières magnitudes. Le 29 octobre 1952, UV Ceti est passé de la magnitude 12.3 à 6.8 en 20 sec, Krüger 60B passa de la 12e à la 9e magnitude en quelques heures ! Les astrophysiciens tentent de démontrer que la majorité d'entre elles sont des systèmes binaires dont le compagnon est une naine blanche. Vers leur maximum d'éclat leur spectre est similaire à celui des étoiles A et F. Exemples : V 1500 Cygni, Nova Cygni 1992, Nova Aquilae 1999, Nova Aquilae 2001 (TAV J1907+117) Novae récurrentes Quelques novae sont récurrentes et montrent des sursauts d'éclats de 7 à 9 magnitudes tous les 20 à 50 ans. Ainsi RS Ophiuchi explosa quatre fois entre 1898 et 1967, T Pyxidis explosa cinq fois entre 1890 et 1967 tandis que T Coronae Borealis présenta deux explosions mineures en 1866 et 1946 de magnitude 7 à 8. Parfois le sursaut d'éclat ne dépasse pas 0.5 magnitude (V1500 Cygni).
L'étude spectroscopique suggère que ces étoiles sont agencées en systèmes binaires, constitués d'une étoile jaune ou rouge de type G ou M sous-géant en orbite serrée autour d'une étoile sous-naine bleue de type A ou B. A l'image des étoiles variables U Geminorum (cataclysmiques) l'explosion se produit suite à l'accumulation de matière de l'étoile jaune sur la surface de l'étoile naine qui devient instable et explose en surface. L'éclat des novae récurrentes est toutefois supérieur à celui des nova naines avec une magnitude absolue oscillant entre 0 et -9, contre +4 ou +5 dans le cas des nova naines. Exemples : RS Ophiuchi, T Coronae Borealis, T Pyxidis, GK Persii, V603 Aquila, V1500 Cygni.
Etoiles P Cygni Ce sont des étoiles supergéantes bleues qui libèrent continuellement et de manière presque toujours explosive de la matière dans l'espace en formant des coquilles circumstellaires. Ces explosions sont parfois accompagnées d'éruptions tellement lumineuses qu'elles peuvent être confondues avec l'explosion d'une supernova ! Les étoiles P Cygni seraient des étoiles hypergéantes, évoluant en supergéante rouge, une phase instable qui provoque la libération d'une fraction considérable de leur masse d'hypergéante bleue dans l'espace. Les spécialistes suggèrent que ces étoiles sont proches des étoiles Wolf-Rayet bien que ces dernières ne présentent pas de variabilité lumineuse. P Cygni, l'archétype de cette catégorie, est une étoile de 5e magnitude qui explosa par deux fois au XVIIe siècle atteignant la magnitude 3 à 3.5. L'étoile principale du système binaire Eta Carinae (η Car) située à 7500 années-lumière appartient également à cette catégorie et bien qu'elle présente aujourd'hui une magnitude de +7, elle fut plus brillante que Rigel (Mv. 0.12) lors de la Grande Éruption de 1837 et atteignit même la magnitude -1 en 1843 pour redevenir invisible à l'oeil nu après 1856. A leur maximum ces deux étoiles devaient atteindre une magnitude absolue de respectivement -11 et -14, l'équivalant pour cette dernière de 40 millions de fois la luminosité du Soleil ! On reviendra en détails sur Eta Carinae à propos des étoiles doubles et multiples. Etoiles R Coronae Borealis Ces étoiles variables très lumineuses passent la plupart de leur temps au maximum d'où elles redescendent à des intervalles irréguliers vers le minimum, perdant de 1 à 9 magnitudes, pour lentement retrouver leur éclat normal après quelques mois ou quelques années. On pense que ces sauts d'éclat sont provoqués par la formation de cendres dans l'atmosphère supérieure de l'étoile qui serait anormalement riche en carbone. Quand le voile s'est dissipé l'étoile retourne à sa brillance normale. Une autre explication, mais pour le moins exotique, suggère que ces étoiles résultent de la fusion d'un couple de naines blanches constituées de C/O/He. La nouvelle étoile serait enveloppée d'une atmosphère d'hélium et de coquilles riches en carbone à l'image des nébuleuses planétaires et constituant des cendres inertes. L'enveloppe d'hélium permettrait de relancer la nucléosynthèse et de lui donner l'éclat d'une supergéante. Les membres de ce groupe sont des classes spectrales F à R. Exemples : R Coronae Borealis, SU Tauri.
Etoiles binaires à éclipses (variable extrinsèque) Chaque étoile variable forme un système binaire dont le plan de l'orbite est aligné dans notre direction de façon à ce que le compagnon éclipse l'étoile périodiquement. A chaque éclipse la magnitude totale du système diminue ce qui permet aux observateurs de suivre le cycle lumineux de l'étoile. La période orbitale qui est aussi l'intervalle entre deux éclipses successives varie de quelques minutes à plusieurs années. Dans le cas d'Algol, la luminosité varie de 1.3 magnitude lorsque l'étoile bleue primaire de type B est obscurcie par l'étoile sous-géante froide de type K. Une éclipse secondaire de 0.1 magnitude apparaît lorsque l'étoile B transite partiellement devant le disque plus étendu mais beaucoup moins lumineux de l'étoile K. Exemples : β Persii (Algol), U Cephei, RZ Cassiopeia, U Sagittae, ε Aurigae.
Mise à part le type Algol, cette catégorie contient 4 autres types de binaires à éclipses : les étoiles variables ζ Aurigae, β Lyrae, W Ursae Majoris et les variables ellipsoidales (π5 Orionis) ces dernières nécessitant un photomètre pour évaluer leur variation lumineuse qui ne dépasse pas 0.1 magnitude. Les supernovae Résultant de l'effondrement gravitationnel ou de l'explosion partielle d'une étoile, le phénomène est si rare et si spectaculaire que nous lui avons dédié une page spéciale. Exemples : CM Tauri, la supernova de l'an 1054 qui forma la nébuleuse du Crabe (M1) et SN 1987A (Sanduleak -69°202). Pour plus d'informations General Catalogue of Variable Stars (GCVS) Associations AAVSO (USA) AFOEV (F) VSS (UK) Alerts Mailing List (Ooruri, Japan) Logiciels d'analyse PIXY (astrométrie et photométrie)
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