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Mis à jour
le 10/09/16
 Variables nébulaires
 

Les étoiles jeunes

On trouve dans le ciel de nombreuses nébuleuses diffuses, qui sont d’immenses nuages d’hydrogène (principalement). Elles peuvent être brillantes ou sombres, selon qu’elles sont éclairées par des étoiles brillantes proches, ou non. D’ailleurs, une même nébuleuse peut présenter des parties brillantes et des parties sombres, selon leur position dans l’espace.

Ces nébuleuses ont une structure très complexe, et contiennent de nombreux astres intéressants. La jeunesse de ces objets, attestée par de nombreuses observations, donne à penser que ces nébuleuses sont le siège d’une formation d’étoiles intense. Nous allons voir quelques unes de ces curiosités.

Globules de Bok

Dans de nombreuses nébuleuses brillantes apparaissent de petites taches sombres. Elles ont été découvertes par Barnard, puis étudiées par Bart Bok à partir de 1948. Comme les nébuleuses dont ils sont issus, ces globules sont formés essentiellement d’hydrogène, d’un peu d’hélium et de poussières. Leur diamètre est de l’ordre d’une demie année-lumière, et leur masse est de l’ordre de deux masses solaires.

Les poussières atténuent la lumière des étoiles ou nébuleuses brillantes qui se trouvent derrière le globule, et l’analyse de cet obscurcissement permet de mesurer la densité du globule en fonction de la distance à son centre. Parfois, on distingue plusieurs condensations. On a montré que la densité croît régulièrement, en accord avec un modèle simple de quasi-équilibre entre la gravitation et la pression produite par l’échauffement (du à la contraction). La gravitation l’emporte très légèrement, et le globule se contracte lentement, sa densité augmente, et sa température centrale aussi. Cette phase de contraction dure quelques millions d’années.

De plus, les observations dans le domaine submillimétrique ne montrent pas toujours les mêmes condensations que les observations dans l’infrarouge proche. Si on considère que les objets les plus évolués (les plus avancés dans leur contraction) sont aussi les plus chauds, on en déduit que les globules contiennent des objets d’âges différents.

Exemples : le globule Barnard 68, l’un des plus proches, se trouve à 410 AL. Il mesure 12.500 UA, soit 1/5 me d’AL, ou encore la taille du système solaire, nuage de Oort compris. Sa température est de 16 K (-257 °C) et sa pression au bord est 10 fois supérieure à celle du milieu interstellaire. Sa masse est 2 masses solaires.


Globule Barnard 68 photo FORS Team, 8.2-meter VLT Antu, ESO

Le globule BHR 71 a un diamètre de 1,5 AL et une masse de 40 masses solaires. Sa température est de 11 K seulement, et sa densité de 9 10-3 cm-3. On note, près du centre, deux jets opposés qui s’étendent jusqu’à près d’une AL. Ils sont de forme conique, l’angle du cône atteignant 30°. Le gaz est éjecté à 28 km/s. Il semble qu’il y ait au centre du globule une étoile dont la luminosité serait de 9 fois celle du Soleil.


Globule BHR 71 photos NASA / JPL-Caltech / T. Bourke (Harvard-Smithsonian CfA)

 

La formation des globules de Bok n’est pas très bien connue.Tout d’abord, ils se forment ! Etant donné qu’ils ne sont pas tout à fait en équilibre, ils ne peuvent pas être là depuis longtemps. Par contre, les immenses nuages d’hydrogène dans lesquels ils se forment sont en équilibre, car sinon, ils se seraient contractés depuis très longtemps et nous n’en observerions pas aujourd’hui. Leur gravité est égale à leur pression. Pour qu’un globule se forme, il faut donc qu’un déséquilibre soit induit par une force extérieure. Deux solutions se présentent :

Le refroidissement du gaz se conçoit en considérant le mélange de gaz et de poussières. La chaleur du gaz se communique aux poussières, dont la masse est énorme en comparaison. Les grains de poussière ainsi chauffés vont se refroidir en émettant des rayons infrarouges, qui ne sont pas absorbés par un gaz trop dilué. La température baissant, la pression baisse aussi, et la gravitation l’emporte.

Deux mécanismes ont été proposés pour produire une force de compression :

Objets de Herbig-Haro

Ils ont été trouvés en 1954 dans la nébuleuse d’Orion par George Herbig et Guillermo Haro. On en connait maintenant plus de 400. Des photos prises en 1947 montrent de petites nébulosités. En 1954, ces nébulosités s’étaient fragmentées, et chaque fragment avait un aspect stellaire. Des observations ultérieures de ces objets, découverts en grand nombre, ont montré un cœur condensé entouré d’une enveloppe qui rayonne en IR. Ce cœur semble être une protoétoile au début de sa contraction gravitationelle. Fréquemment, deux jets opposés sont émis, qui produisent une onde de choc sur le milieu ambiant.

La masse des objets de Herbig-Haro est comprise entre 0,2 et 3 masses solaires. Leur diamètre va de 1 à 5 diamètres solaires. Ceci montre que ces objets, bien que d’aspect stellaire, ne sont pas encore condensés autant qu’une véritable étoile.

Dans la nébuleuse, on trouve de petits grains de silicates.

La température de la nébuleuse est de l’ordre de 1.000°.

Dans tous ces objets étudiés, les changements sont rapides.

Etoiles T Tauri

T Tauri a été découverte en octobre 1852. Son nom signifie qu’il s’agit de la troisième étoile variable découverte dans le Taureau. En 1890, une nébuleuse, la nébuleuse de Burnham, a été identifiée autour de T Tauri. Sa plus grande dimension est de 4 secondes d’arc pour sa partie condensée, mais elle s’étend faiblement jusqu’à 10 secondes.

A 40 secondes d’arc à l’ouest de l’étoile se trouve un jet, brillant surtout en infrarouge.

Enfin, on observe une nébuleuse par réflexion, qui est illuminée par T Tauri, prouvant qu’il existe encore du gaz proche de l’étoile.

En 1981, on a découvert que T Tauri est une étoile double. Le compagnon est uine étoile visible en infrarouge, à une distance de 0,5 à 0,7 secondes d’arc de l’étoile principale. L’étoile visible est nommée maintenant T Tauri N (nord), son compagnon est T Tauri S.

A. Joy a étudié en 1945 l’étoile T Tauri, dont le spectre présente des particularités :

Déduite de l’importance des raies, l’abondance du lithium est de 50 à 400 fois supérieure à celle du Soleil. Le lithium, le béryllium et le bore sont présents dans le gaz des nébuleuses qui donne naissance aux étoiles, en faibles quantités. Mais le lithium est fragile, il est détruit par des réactions nucléaires à partir de 1 million de degrés. Aussi, dans les étoiles de la Séquence Principale a-t-il été détruit depuis longtemps. Sa présence en abondance dans le spectre de T Tauri montre que cette étoile vient à peine de se former, puisque son lithium n’a pas atteint les températures élevées qui le détruisent.

Sa température centrale n’a pas donc atteint les 10 millions de degrés, et la fusion de l’hydrogène ne peut s’y produire. Donc sa source d’énergie est ailleurs. Elle est probablement en grande partie d’origine gravitationnelle, la contraction n’étant pas encore terminée.

On a trouvé depuis de nombreuses étoiles du même type. Elles se situent dans le diagramme HR au-dessus et à droite de la Séquence Principale.

Ce sont des étoiles jeunes (lithium), de faible masse (entre 0,2 et 3 masses solaires). Leur âge est de l’ordre de 100.000 ans à 1 million d’années. Elles se trouvent pour la plupart dans des nuages sombres de la Voie Lactée (qui sont à leur origine). Si elles sont encore là, c’est que leur jeune âge ne leur a pas encore donné le temps d’en sortir.

Toutes les étoiles T Tauri sont variables, sans que leur courbe de lumière présente des caractéristiques marquées. Les variations traduisent une recherche d’équilibre, qui ne sera trouvé qu’au début de la Séquence Principale. Elles sont produites par des sursauts incessants, et qui arrivent à se superposer.

Elles émettent un très fort vent stellaire. Leur type est entre B et K.

Exemples :T Tauri varie de 9,6 à 13,5 ; son type spectral est G5 V ; elle est associée à la nébuleuse NGC 1555.
 R Mon varie de 9,3 à 14,0 ; son type spectral est AF ; elle est associée à NGC 2261.

Etoiles FU Orionis

FU Orionis elle-même a été étudiée par Wachmann en 1939. Elle se trouve dans une association T nommée Orionis T4. Elle est connectée à la nébuleuse B35.

Elle apparut tout d’abord comme une nova lente, car sa magnitude est montée progressivement, en deux mois, d’une valeur stable de 16,5 à 9,7. Mais contrairement aux novæ dont la décroissance s’amorce très rapidement, elle est restée pendant 600 jours à cette valeur. Ensuite, elle a commencé un déclin, qui s’est vite stoppé : elle s’est stabilisée à 10,3 au bout de 50 jours.

Cette stabilisation semble exclure une nova. De plus, son spectre montre qu’elle est maintenant une supergéante de type spectral F2p I-II. Elle présente la raie Hα de l’hydrogène en émission. Le plus surprenant est la présence des raies du lithium.

Son association à B35 et à Orionis T4 est une autre preuve qu’il ne s’agit pas d’une nova.

V 1057 Cygni est du même type, mais elle était connue depuis 50 ans comme une étoile T Tauri, variant entre les magnitudes 15 et 16 ! Le changement s’est produit en 1969, où elle atteignit la magnitude 10 en 430 jours. Elle a ensuite légèrement varié pour se stabiliser à 10,2. Elle est associée à la nébuleuse America (NGC 7000).

 

Courbe de lumière de v 1057 Cygni

Son spectre était K, avec la raie Hα en émission. Il est passé à A1 IV, donc l’étoile est devenue beaucoup plus chaude, pour arriver maintenant à F. L’analyse Doppler montre une vitesse de 30 à 40 km/s pour les vents stellaires, ce qui exclu une explosion de nova.

Les étoiles de type FU Orionis gagnent 5 à 7 magnitudes sur des durées de quelques mois à un an, puis après quelques oscillations de 1 à 2 mois, se stabilisent à leur éclat maximal. Corrélativement, leur spectre passe d’un type avancé relativement froid au type A ou F, ce qui montre une grande élévation de température.

Elles sont toutes associées à des nébuleuses. Elles sont certainement très jeunes.

L’explication qu’on donne de ces astres, et qui rend compte des faits observés (présence du lithium en particulier) est la suivante : les T Tauri sont des protoétoiles, en cours de contraction, de grand diamètre. Leur source d’énergie est gravitationnelle. La contraction avançant, la température centrale augmente : l’étoile se rapproche de la Séquence Principale dans le diagramme HR. Jusqu’au jour où elle atteint, au centre même, les 10 millions de degrés nécessaires pour la fusion de l’hydrogène. Les réactions de fusion de l’hydrogène se déclenchent, mais participent très peu au bilan énergétique dominé par la contraction gravitationelle. Alors, l’énergie disponible augmente, et ralenti la contraction. Celle-ci va se poursuivre, à un rythme de plus en plus lent, en augmentant encore la température : la température minimale pour la fusion est atteinte dans des couches autour du cœur. Une partie plus importante de l’étoile participant aux réactions, l’énergie disponible augmente.

La contraction ralentit donc. Elle s’arrête finalement, tarrissant la source d’énergie gravitationelle. A ce moment-là, toute l’énergie de l’étoile est d’origine thermonucléaire. Là commence la Séquence Principale. On parle de Zero Age Main Sequence (ZAMS) pour déterminer cet instant dans la vie de l’étoile. C’est en général à partir de ce moment que l’on compte son âge.

Il est donc probable que les quelques objets FU Orionis que l’on connaît nous montrent la dernière phase de contraction, depuis la phase T Tauri finale, jusqu’à la ZAMS. On a assisté en direct à la vraie naissance d’une étoile.

 

Exemples :FU Ori varie de 9,7 à 16,5 ; son type spectral est F2 I ; elle est associé à une nébuleuse cataloguée B 35.
 V1057 Cyg est du type FU Ori. Elle varie de 10 à 16 ; son TS est A1 IV ; elle est associée à NGC 7000.

 

Associations

Les nébuleuses diffuses contiennent de nombreuses étoiles, dont beaucoup sont variables, et qui sont regroupées en associations.

Les associations ont été définies par Ambartsumian en 1949. Au contraire des amas d’étoiles, elles contiennent des étoiles physiquement semblables. Elles vont d’une dizaine à quelques centaines d’étoiles.

Les amas d’étoiles contiennent des étoiles liées entre elles par la gravité, de types divers, et leurs diamètres vont de 2 à 15 parsecs.

Il y a deux types d’associations :

Toutes les associations sont situées dans les bras spiraux de la Galaxie, au sein des nuages d’hydrogène.

Les étoiles des associations forment souvent des figures géométriques particulières :

Pour ces variables, la courbe de lumière n’a pas de forme standard. Elles sont classées en trois types :

Leurs variations sont irrégulières, et souvent très rapides.

Pour les T Tauri, les sursauts se succèdent sans interruptions, et même se superposent. Les variations atteignent 3 magnitudes. Elles sont d’autant plus importantes que le type spectral est plus avancé.

Variables In (à gauche) et UVn (à droite) dans la même région d’Orion

Les UVn sont plus dispersées que les In, qui se réunissent au centre du groupe. Cette différence provient de leur formation, et donc implique une différence d’origine. Ce ne sont pas exactement les même mécanismes qui président à leur naissance.

DESIGNATIONmaxmintype spectralType et nébuleuse
RW Aur9,613,6G5VeIsbTAur T1IC 1579
UY Aur11,614,0G5VeInbsTAur T1IC 1579
T Cha10,013,8G5VeInbsCha T1 
R CrA10,013,6F5VeInbsTCrA T1NGC 6729
RU Lup9,613,4G5VeInbTLup T1B228
R Mon9,314,0AFpeInaT NGC 2261
T Ori9,512,6B8-A3VepInasOri T2NGC 1976
CO Ori10,313,4GpeInbsOri TlSG 139
SV Sgr13,416,5dK0eInbSgr T2NOC
T Tau9,613,5G5VeInbT NGC 1555
RR Tau10,214,0A2II.IIIeInasTau T4 
RY Tau8,811,1G2VeInbTTau TlIC 359
UX Tau10,613,3G2VeInbTTau T2 
UZ Tau11,714,9G5VeInbTTau T3 

Le complexe d’Orion

C’est un immense nuage d’hydrogène, qui comporte plusieurs nébuleuses. La plus importante est M 42 ou NGC 1976, découverte en 1610 par Fabri de Peiresc. On trouve ensuite M 43 ou NGC 1984, puis NGC 1977 et NGC 1999. Son diamètre atteint 30 parsecs. On y trouve une association O, nommée Orionis O1, et une association T nommée Orionis T2.

Le trapèze d’Orion

Le trapèze d’Orion est une étoile multiple, nommée θ2. C’est une association OB :

 mvspectrevariable autre désignation
Orionis A6,72B 0,5 Và éclipses197,5 jv1016 Ori
Orionis B8,1B 2 Và éclipses6,470 jBM Ori
Orionis C5,13O 7 Vspectroscopique  
Orionis D6,70O 9,5 V   

T Orionis

Découverte par Bond en 1863. Les variations sont irrégulières. T Ori est le type des variables Inas. On connait 780 variables de ce type.


Courbe de lumière de T Orionis pour 3 périodes entre 1927 et 1931
G.B. Lacchini, Asiago Obs

Les naines rouges variables

Les étoiles rouges sont des étoiles de spectres K ou M, types avancés, de faible luminosité : leur magnitude absolue va de +8 à +18…

Elles sont souvent variables, en particulier les naines dans la proportion de 10 à 20 %. Il y a deux mécanismes différents pour leurs variations :

Type UV Ceti, variables à flares

Les UV Ceti sont des étoiles très peu lumineuses, à tel point qu’on ne connait que les plus proches du Soleil (moins de 25 parsecs), ce qui fait tout de même une centaine d’objets.

UV Ceti elle-même est un couple de deux naines rouges de spectres dM5e et dM6e. Les raies d’émision sont intenses. Sa magnitude visuelle est de 12, elle est située à 2,58 parsecs. Sa magnitude absolue est de 15.

Les sursauts (flares) des UV Ceti sont très rapides : montée de plusieurs magnitudes en quelques secondes, puis retour à l’état normal en quelques minutes. Les flares sont des explosions chromosphériques, semblables à celles du Soleil, et de même énergie. Mais alors qu’une telle explosion passe inaperçue sur le Soleil, très lumineux, elle est relativement très importante pour une naine rouge 1.000 à 10.000 fois moins lumineuse. Les variations du spectre au cours des sursauts montrent que l’atmosphère de l’étoile s’échauffe énormément. On note un renforcement du spectre continu, des raies d’émission de l’hydrogène (mais pas du calcium), l’apparition de raies d’émission de l’hélium, neutre ou ionisé. Le spectre ultraviolet se renforce également. D’autre part, la rapidité du phénomène montre que seule une petite partie de l’atmosphère de l’étoile est concernée (quelques %). L’accroissement de température explique aussi l’importance décroissante des sursauts de U en V.

Les UV Ceti sont souvent des couples, quelquefois serrés. S’il sont assez écartés, chacune des étoiles présente son propre spectre et possède sa dénomination. Dans le cas contraire, le couple lui-même porte un nom, c’est le cas de UV Ceti, et le spectre observé est le spectre composite du couple.

On peut déterminer la masse des composantes d’un couple, ce qui permet de connaître les masses de nombreuses UV Ceti. Le couple Wolf 424 présente ainsi des masses de 0,068 et 0,085 masses solaires !

Les UV Ceti sont difficiles à observer, car elles sont très peu lumineuses, et leurs sursauts sont très rapides ! Elles ont nécessité dans le passé une surveillance visuelle très pénible. Elles sont maintenant étudiées à l’aide de spectromètres, mais il est évident qu’on ne peut surveiller en permanence une étoile particulière.

Une étude statistique sur une observation continue de 132 heures a montré que les sursauts les plus importants sont les moins nombreux. La fréquence des sursauts n’est pas constante ; ils peuvent être très rapprochés ou très espacés. De plus, les étoiles les moins lumineuses sont les plus actives.

L’amplitude des sursauts n’est pas la même selon la longueur d’onde considérée. Voici par exemple un sursaut de YZ CMi :

Un sursaut de YZ CMi en U, B et V

Enfin, on a noté quelques sursauts négatifs, où la luminosité diminue au lieu d’augmenter.

Proxima Centauri est une UV Ceti. Elle est de type spectral dM5e, elle se trouve à 1,30 parsecs de nous, et sa magnitude absolue est de 15,49.

On trouve des étoiles variables à sursauts assez semblables dans les amas galactiques : les Pléiades, Præsepe, Coma, les Hyades. Les amas les plus anciens sont les moins riches. Les sursauts sont plus longs et moins fréquents que ceux des UV Ceti typiques.

Remarques générales sur les sursauts

Cette dernière remarque explique pourquoi les variables d’amas sont moins actives que les UV Ceti.

Type BY Draconis

C’est le même type d’étoiles que les UV Ceti, mais le mécanisme de variation est différent. Il s’agit d’une petite zone plus brillante, nommée spot, qui passe périodiquement en vue de l’observateur lors de la rotation de l’étoile. Les variations d’éclat sont faibles, inférieur à 0,1 magnitude.

Les BY Dra sont en général plus brillantes ques les UV Ceti, leur magnitude absolue est entre +7 et +12. Leur type spectral est de dK5 à dM0. Elle présentent les raies de l’hydrogène et du calcium en émission.

On connait 25 étoiles de ce type. Dans les cas où l’étoile est double, il arrive fréquement que la période de variations lumineuses soit la même que leur période orbitale. Il est donc probable que les interactions entre les deux étoiles favorisent la formation des spots.

Les étoiles vieilles

A la fin de la Séquence Principale, la belle stabilité de l’étoile est rompue par manque de carburant.

FG Sagittæ, une étoile extraordinaire

L’étoile FG Sagittæ est vraiment un cas exceptionnel ; non pas que ses propriétés ne se retrouvent ailleurs, mais parce qu’elle semble se trouver actuellement dans une phase évolutive très rapide, que l’on a donc très peu de chance d’observer.

Elle figure sur des plaques photographiques datant de 1894, où elle apparaît à la magnitude 14. Sa variabilité a été découverte par Hoffmeister en 1943 : elle variait irrégulièrement entre les magnitudes photographiques 11,0 et 11,5. En 1960, sa magnitude variait de 10,0 à 10,5. Elle a atteint un maximum à 9,5 en 1967. Ensuite, elle a commencé à décliner.

De plus, il y a une faible nébuleuse planétaire autour d’elle, qui a été éjectée il y a quelques 6.000 ans. La masse de cette nébuleuse est estimée entre 0,2 et 0,6 masses solaires.

On est donc en présence d’une étoile augmentant régulièrement d’éclat, avec superposition de variations apériodiques de faible amplitude. Toutefois, à partir de 1962, ses variations sont devenues périodiques. Elle semblait devenir une Céphéide. Sa période était de 15 jours. Mais en 1964, sa période était passée à 22 jours… En 1979, elle atteignait 108 jours. Décidément, c’est une drôle d’étoile. L’augmentation de période est linéaire : la période monte de 4,9 jours par an

Passons à l’étude de son spectre. En 1955, il était de type B4 I (classe de luminosité I), donc la température de la photosphère était de 12.300 K. En 1967, son spectre était passé au type A5 I, sa température avait donc chuté à 8.300 K, soit une perte de 4.000 K en 12 ans. En 1970, le spectre était F2, en 80 il était G6. Soit une surface moins chaude que celle du Soleil, seulement 5.000 K. En extrapolant, on peut supposer qu’aux alentours de 1900 le type pouvait être O5, et la température superficielle atteindre 40.000 K.

Dans le même temps, le diamètre de l’étoile a varié considérablement : en 1962, elle était 20 fois plus grosse que le Soleil, mais 5 ans après, elle était 75 fois plus grosse. Soit un accroissement de 3 diamètres solaires par an ! Les pulsations d’une céphéide se propagent dans l’atmosphère. Puisque la taille de celle-ci augmente, l’onde a davantage de chemin à parcourir, ce qui explique l’augmentation de la période.

Enfin, dernière particularité extraordinaire, de 65 à 72 l’abondance du baryum, du lanthane, du cérium, du zirconium, a été multipliée par 25. Les autres éléments n’ont pas été affectés. Depuis 72, les abondances n’ont plus varié.

La température superficielle diminue, le rayon augmente ; le résultat est que la magnitude bolométrique de l’étoile est constante !

Par analogie avec les céphéides de population II auxquelles elle ressemble, on estime la masse de FG Sge à une demie masse solaire. Etant donné qu’elle a perdu une demie masse solaire dans la nébuleuse planétaire, sa masse initiale devait être de l’ordre de celle du Soleil. Il faut considérer l’évolution d’une telle étoile.

En fin de Séquence Principale, le cœur de l’étoile se contracte, et son enveloppe se dilate en refroidissant. La combustion de l’hélium s’allume avec le flash de l’hélium. Il y a éjection d’une enveloppe sous la forme d’une nébuleuse planétaire. Le réchauffement du cœur de l’étoile va modifier son spectre, qui passe de M à O. L’équilibre entre production d’énergie et gravité est rétabli, mais il est moins stable que dans la Séquence Principale. Rapidement (beaucoup plus vite que dans la Séquence Principale), l’hélium s’épuise. La production d’énergie diminue, et l’étoile va encore changer de type : elle va retourner vers la droite du diagramme HR, vers le type M.

Les propriétés observées de FG Sge font penser qu’on assiste à son retour de la partie gauche du diagramme HR vers la partie droite ; c’est-à-dire au passage d’une étoile bleue à une géante rouge. Cette transformation s’effectue sous nos yeux, en 50 ans ! L’étoile devrait arriver rapidement au type spectral M. Combien de temps restera-t-elle dans cette état ? Après, elle s’effondrera en naine blanche.

Peut-être avons-nous là la chance inespérée de voir réellement l’évolution d’une étoile semblable à notre Soleil. La durée de cette phase étant extrêmement brève, la probabilité de l’observer est très faible. Si c’est bien là l’explication de cette étoile extraordinaire, nous avons beaucoup de chance.


Variables diverses

R Coronæ Borealis

Ce sont des variables du genre inclassables ! ! Elles n’appartiennent à aucun des types précédents, qui sont pourtant nombreux. Elles sont pourtant très intéressantes. Elles sont peu nombreuses : on en connait un peu plus de 20.

Leur état normal est leur maximum, contrairement à toutes celles que nous avons vues avant. De temps en temps, leur éclat diminue rapidement de 4 à 8 magnitudes, puis elle reviennent à leur éclat normal assez lentement, en quelques semaines à quelques années.

R CrB elle-même varie de 6 (magnitude normale) à 14. Entre 1864 et 1875, elle est restée autour de son minimum, avec des fluctuations parfois importantes.

Ce sont des supergéantes de type G, et de magnitude absolue -6. Leur spectre est très riche en carbone et pauvre en hydrogène. Au minimum, on voit des raies métalliques en émission, alors que l’hydrogène est en absorption. La vitesse radiale, obtenue par effet Doppler, ne varie pratiquement pas au cours des fluctuations d’éclat, donc il ne s’agit pas d’explosions.

Fait remarquable, elles sont beaucoup plus brillantes en infrarouge que dans le visible. RY Sgr est de magnitude visuelle 6,5 au maximum, mais elle atteint -0,4 en IR, plus que Véga !

Le mécanisme de variation proposé repose sur des transformations du carbone. Celui-ci est présent en abondance dans l’atmosphère. On pense qu’il se condense en particules de graphite dans les couches supérieures, plus froides, de l’atmosphère. A ce niveau, les grains sont écartés les uns des autres, et l’atmosphère reste transparente. Mais sous l’effet de la gravité, les grains vont bientôt tomber vers la photosphère. En tombant, leur densité augmente, ce qui arrive à obscurcir l’étoile et diminuer l’éclat. Mais la température augmente, et finalement les grains de graphite s’évaporent, ce qui rend à l’atmosphère sa transparence.

Un minimum de R CrB

V1343 Aquilæ

Connue depuis 1966 c’est une étoile qui présente des raies d’émission intenses. Mais celles-ci sont décalées par effet Doppler… simultanément vers le bleu et vers le rouge ! Chaque raie est visible trois fois, à sa position au repos, et avec les deux décalages…

Pire encore, la mesure des vitesses radiales sur les raies décalées donne des vitesses allant jusqu’à 35.000 km/s d’un côté et 50.000 km/s de l’autre. Les particules responsables de ces émissions s’éloignent donc les unes des autres à presque un tiers de la vitesse de la lumière !

Enfin, pour que le problème soit plus difficile, les décalages sont périodiques : le plus grand des deux, dont le maximum est 50.000 km/s, est alternativement vers le rouge et vers le bleu, avec une période de 164 jours. De quoi désespérer un astronome bien constitué.

Ce n’est encore pas tout : elle est au centre d’une radio-source nommée W 50, et c’est une puissante source X… Ceci a fait penser à un reste de supernova, mais on a observé des filaments qui relient l’étoile à la radio-source, excluant cette interprétation.

Aurons-nous le courage d’ajouter qu’elle est variable… avec une amplitude d’une magnitude. Toutefois, ceci donne une indication intéressante, car on a pu montrer que c’est une variable à éclipse, de période 13,09 jours.

La coupable de ces excès est située à 3.000 parsecs de nous, dans notre Galaxie. Sa magnitude absolue est de -3,5 : elle est brillante.

Explication : on est en présence d’un couple formé d’une étoile très chaude et lumineuse, qui pourraît être une Wolf-Rayet, et d’une étoile très massive et petite, sans doute une étoile à neutrons. Cette dernière doit être entourée d’un disque de matière arrachée à l’autre étoile. Le disque entourant l’étoile à neutrons est éclipsé par l’autre. Ceci n’explique pas encore les décalages des raies spectrales.

L’explication la plus probable est illustrée sur le schéma suivant :

 

Les deux jets opposés, en tournant avec l’étoile, s’approchent et s’éloignent alternativement. L’inclinaison par rapport à la Terre entraîne l’alternance des décalages constatés.

Dernier point : la période de rotation des deux jets diminue à grande vitesse, de 0,011 jour par jour ! Ce phénomène ne durera donc pas longtemps, et dans quelques années au plus, l’étoile va évoluer vers une autre configuration. L’observation de ces changements attendus est très prometteuse pour l’explication du phénomène, et pour la physique des objets exotiques en général.


Suite : variables nouvelles

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