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Mis à jour
le 10/09/16
 Variables à éclipses
 

 

Les variables à éclipses sont des systèmes binaires dont l’orbite est vue de profil, dans lesquels chaque étoile cache périodiquement l’autre. Les deux étoiles peuvent être très différentes : une grosse froide (peu lumineuse), l’autre petite, chaude et très lumineuse. Le mouvement orbital d’une étoile autour de l’autre (plus exactement les mouvements orbitaux des deux étoiles autour du centre de gravité du système) étant très régulier, la courbe de lumière observée est d’une belle régularité. La première étoile observée et étudiée dans cette catégorie est Algol (β Persei ; Algol vient de l’arabe al ghul (l’œil du) démon) ; Aussi, on parle maintenant des étoiles de type Algol.

La plupart du temps, les deux étoiles sont éloignées l’une de l’autre, et on les voit toutes deux (situations A et C). L’éclat du système est donc la somme des éclats des deux étoiles.

Lorsque la plus petite passe devant la plus grosse (situation B), on note une diminution de la luminosité, puisque une partie de la plus grosse est cachée. Supposons que l’étoile rouge, plus grosse, soit aussi la moins lumineuse (c’est un cas fréquent). La diminution d’éclat sera assez faible.

Lorsque la plus petite et plus brillante passe derrière (situation D), son éclat est totalement masqué. La diminution de luminosité du couple sera forte. On peut résumer ces variations sur une courbe de lumière :

Sur cette courbe schématique, les parties A et C correspondent à l’éclat cumulé des deux étoiles. B est le minimum secondaire, lorsqu’une partie de l’étoile la moins brillante est cachée, et D est le minimum principal, correspondant à l’éclipse de la plus brillante des deux composantes.

Lorsqu’on est en présence d’une étoile variable, on peut montrer que c’est une variable à éclipses en traçant sa courbe de lumière : la forme ci-dessus est caractéristique. De plus, elle permet d’obtenir des renseignements sur chacune des composantes : les dimensions respectives des segments A, B, C et D déterminent la forme de l’orbite et les tailles respectives des deux étoiles.

Algol a une magnitude visuelle de 2,20 en-dehors des éclipses ; celle-ci descend à 3,47 au minimum principal, et à 2,26 au minimum secondaire. Le système d’Algol est trop serré pour qu’on puisse distinguer les deux composantes. Ces dernières sont 3 à 4 fois plus grosses que le Soleil, et leurs types spectraux sont B8 et G4. L’étoile de type B8 est une géante chaude, l’autre est presque de même type que le Soleil. Algol varie en 2,867 jours.

Animation montrant la courbe de lumière

Distance des composantes

Les couples d’étoiles présentent des écartements très divers. Certaines sont éloignées l’une de l’autre, d’autres beaucoup plus proches. Algol est un couple assez lâche, comme l’atteste sa courte période.

β Lyræ est un système extrêmement serré, dans lequel les composantes sont très déformées par leur attraction mutuelle. Elles prennent une forme elliptique, sous l’effet des marées, et se montrent tantôt sous leur petit axe, tantôt sous leur grand axe. La surface visible est donc fortement variable, ce qui modifie la brillance. La courbe de lumière est affectée par ces déformations : entre les éclipses, la surface présentée par la plus grosse composante varie selon qu’elle se présentede face ou de profil (de face elle est ronde, de profil elle est allongée comme sur le dessin). La température superficielle est à peu près la même de tous les côtés, aussi l’éclat varie en fonction de la surface visible.


Variables semi-attachées, attachées

Enfin, on observe des étoiles dont les distances sont tellement faibles, qu’elles se touchent. Ceci est en général possible parce que l’une au moins des composantes est évoluée, c’est une géante rouge. Etant proche de l’autre, elle rempli son lobe de Roche. L’autre étoile aussi est déformée. La courbe de lumière est fortement affectée par ces déformations, est les divers angles sous lesquels se présente le système en rotation.

On distingue 3 sous-groupes :

Les variables de type Algol, ou algolides, sont les plus séparées ; les β Lyræ sont plus proches, et les W UMa encore plus.

Spectre des variables à éclipses

L’analyse spectroscopique du couple à différentes époques montre les variations des raies spectrales. Lorsque la composante la plus petite est totalement éclipsée, on obtient le spectre pur de l’autre composante. Dans les autres situations, on observe un spectre composite. Si le couple est suffisament lâche ou suffisament proche de nous, il est possible d’observer individuellement chaque étoile ; sinon, on doit se contenter d’un spectre mélangé.

Une autre variable à éclipses est VV Céphei. Ses éclipses sont totales, et sa courbe de lumière est plus marquée que celle d’Algol. Elle est composée d’une étoile chaude et brillante tournant en 20 ans autour d’une énorme étoile froide.

Animation montrant le spectre variable

Epsilon Aurigæ

Epsilon Aurigæ est un couple bien étrange ! Il s’agit d’une binaire à éclipses, mais une seule composante est visible. La période des éclipses est de 9.890 jours, soit à peu près 27 ans. La distance du couple est de l’ordre de 2.000 AL. La primaire est une grosse étoile de type spectral A8, donc très brillante, ce qui permet de la voir à cette distance sous une magnitude apparente de 3 au maximum. Son diamètre doit être d’une centaine de fois celui du Soleil.

D’après l’étude de l’orbite, le compagnon devrait avoir une masse de 8 M, et par conséquent devrait être facilement visible lui aussi. Puisque ce n’est pas le cas, on a imaginé que c’était un trou noir, et ce fut pendant quelques temps le meilleur candidat !

Mais un problème se pose pour cette interprétation : les éclipses durent deux ans !! Le diamètre d’un trou noir de 8M n’est que de 25 km, et un tel objet ne pourrait absolument pas éclipser une géante. On a donc abandonné cette idée, pour revenir à un concept plus sage : le compagnon serait une étoile normale, mais enveloppée dans un grand nuage de poussières, qui la cache à nos yeux.

La prochaine éclipse se produira à partir de 2009, et sera l’occasion de vérifier les paramètres du couple pour en préciser les caractéristiques.

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variables périodiques

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