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Mis à jour
le 10/09/16
 Les nouvelles variables
 

Les moyens d’observations récents, notamment spatiaux, nous ont permi d’accéder aux rayonnements invisibles depuis le sol. La transparence de notre atmosphère étant limitée à quelques petites fenêtres, visible, radio… ceci est une révolution en matière d’observation. Les objets découverts sont parfois associés à des objets connus et brillants dans le visible, parfois isolés.

Nous avons vu que la variabilité est assez générale dans le domaine optique, et corrélée à l’évolution des objets. On peut prévoir qu’il en sera de même dans les autres domaines d’observation. Cette idée s’est rapidement vérifiée, permettant de découvrir de nouveaux objets dont les flux changent dans diverses gammes d’ondes. Certains ont une contre-partie optique, et nous pouvons voir l’astre émetteur, mais d’autres restent invisibles avec les moyens optiques actuels.

Nous allons étudier quelques uns de ces astres.

Pulsars

Les pulsars ont été découverts grâce à la radioastronomie. C’est Jocelyn Bell qui en a fait par hasard la première observation en 1967. Le radiotélescope de Cambridge lui a révélé un objet qui émettait un signal radio extrêmement bref, ce qui est déjà surprenant, mais qui de plus se répétait indéfiniment avec une période de 1,3373 seconde ! C’est le phénomène astronomique le plus rapide connu, et les plus courtes périodes connues à l’époque étaient de l’ordre de l’heure. L’objet était si étrange, que les astronomes de Cambridge ont entrepris de solides vérifications, et n’ont finalement publié leur découverte que plusieurs mois après. Il a posé un problème assez difficile à résoudre : le phénomène physique qui le produit est totalement nouveau. Pour cette magnifique découverte, le prix Nobel a été attribué… à son patron !

Il a fallu d’abord admettre qu’il s’agissait d’un objet naturel, ce qui n’était pas si évident en considérant ses propriétés.

L’objet découvert par Jocelyn Bell a été catalogué sous le nom de CP 19-19. En anglais, ce type d’objets a été nommé "pulsating stars", qui a été aussitôt abrégé en pulsar.

Une recherche systématique a permis ensuite de trouver de nombreux objets semblables, on en compte plus de 300 maintenant.

 

L’association d’une source radio avec un objet optique est toujours un problème. Il a été résolu grâce à une détermination précise de la position de la radiosource. Le plus célèbre des pulsars a une petite histoire.

En 1054, les chinois ont observé l’explosion d’une supernova, et l’ont mentionnée dans leurs chroniques. Les restes de cette supernova sont actuellement visibles : ils constituent la belle nébuleuse du Crabe. Il s’agit dune nébuleuse de forme globale circulaire, mais montrant de nombreux filaments qui lui donntent un aspect évoquant, de loin, un crabe. On dispose de photos de cette nébuleuse depuis le début du XXme siècle, et les variations d’aspect montrent qu’elle est en expansion. De plus, on peut mesurer la vitesse de l’expansion, et on trouve que l’explosion a dû se produire il y a un millier d’années. Au centre de la nébuleuse on a pu trouver une petite étoile de magnitude 15.

Plus récemment, on a observé un pulsar, nommé PSR 0531+21, dont la position correspond à celle de l’étoile. Ceci amène l’idée qu’un pulsar puisse être associé à une supernova.

Les périodes des pulsars sont toutes très brèves : la plus longue est de 4 secondes, et la plus courte est celle du pulsar du Crabe 0,033 seconde.

On a observé les pulsars dans d’autres fréquences radio : l’amplitude des pics peut être très différente, montrant la répartition de l’énergie en fréquence, mais la période est toujours exactement la même.

Enfin, la période des pulsars varie au cours du temps, mais très lentement : elle augmente de l’ordre de 10-8 seconde par an.

La rapidité des pulsations semblait indiquer un objet de très petites dimensions, mais justement vraiment trop petit ! Pourtant, l’interprétation actuelle est en accord avec cette vision. Pour expliquer toutes ces observations, on a défini le modèle basé sur une étoile à neutrons. Reste de l’explosion d’une supernova, une étoile à neutrons a été imaginée par les théoriciens, comme le cœur mis à nu après l’explosion. Ce cœur s’est gravitationellement effondré, et son rayon est passé de dimensions stellaires à des dimensions d’astéroïdes. Pourtant, la masse est restée la même, ce qui lui confère une densité extraordinaire.

D’autre part, la quantité de rotation se conserve : lorsque le rayon diminue, la rotation s’accélère, comme la patineuse qui ramène les bras le long du corps. Au moment de l’effondrement du cœur d’une supernova, le diamètre de l’étoile passe d’une valeur d’ordre stellaire (106 km) à 10 km seulement, soit un facteur 105. La rotation s’accélère dans la même proportion, de l’ordre de 100.000 fois plus rapide. Si nous partons d’une rotation de l’ordre du jour, soit de 24 × 60 × 60 secondes = 86.400 secondes, et si nous la divisons par 100.000, nous trouvons justement une nouvelle période de l’ordre de la seconde. La vitesse de rotation ainsi calculée est en accord avec la fréquence des émissions radio des pulsars.

Comme la rotation, le champ magnétique produit se conserve au cours de la contraction. Le champ de l’étoile avant effondrement est normal, mais la contraction l’amène à une valeur extraordinaire, de 1010 à 1012 gauss. Et comme pour la Terre, les pôles magnétiques ne correspondent pas forcément avec les pôles de rotation.

Ce champ magnétique énorme est en interraction avec le champ magnétique interstellaire, et le résultat est un freinage de la rotation du pulsar. C’est insi qu’un pulsar qui se forme doit tourner en une milliseconde, mais il ralentit si rapidement que sa rotation s’arrêtera en un million d’années. Ce ralentissement a été effectivement observé.

On a pensé que les pulsars étaient d’une stabilité remarquable, jusqu’à ce que des mesures très fines montrent qu’elle décroît, mais à un taux très faible, de l’ordre de 10-8 seconde par an.

Il reste à expliquer le curieux rayonnement radio, avec le pic d’émission. Autour du pulsar se trouve une atmosphère portée à haute température, donc ionisée. Les électrons libres, pris dans le champ magnétique, sont accélérée à des vitesses relativistes. En se déplaçant dans le champ magnétique, elles spiralent et produisent un rayonnement synchrotron radio. C’est ce rayonnement que nous recevons sur Terre, à la condition que le jet soit orienté vers nous. Le jet, en tournant, se comporte comme un phare, dont le faisceau balaye l’espace. Si la Terre se trouve dans ce cône, le pulsar est détectable. Dans le cas contraire, il sera invisible. Etant donné l’angle d’ouverture du faisceau (qui n’est pas filiforme), on a calculé que 3% des pulsars se trouvent dans une position favorable à l’observation. Nous avons dit que de nombreux pulsars avaient été détectés. Ceci signifie qu’il y en a un grand nombre, mais le nombre calculé de cette façon est compatible avec les estimations du nombre de supernovæ qui ont dû exploser dans un passé assez récent.

Lorsque l’angle est grand entre l’axe de rotation et l’axe magnétique, il peut arriver que les deux jets opposés nous soient perceptibles ; dans ces cas-là, on doit observer un pic principal, correspondant au faisceau le mieux aligné avec la Terre, et un pic secondaire à mi-période correspondant à l’autre. De tels pulsars ont été observés, ce qui renforce la crédibilité du modèle.

Certains pulsars émettent un rayonnement X. On l’explique ne supposant que le pulsar est membre d’un couple, l’autre composante y déversant de la matière. Dans sa chute, celle-ci constitue un disque qui s’échauffe en se comprimant.

On a observé des pulsars doubles (les deux composantes sont des pulsars). Par exemple CP 1913+16 présente une période orbitale de 7 h 45 mn, et ses composantes ont des périodes radio de 1,616 s et 0,059 s. Ces couples sont difficilement observables, puisque les deux composantes doivent envoyer leurs faisceaux vers la Terre.

Les binaires X

La première a été découverte en 1971 par R. Giaconni grâce aux observations du satellite Uhuru. En effet, les rayons X ne parviennent pas au sol, et c’est bien heureux pour nous…

Nommée Cen X3 (Centaurus X3), il s’agit d’un système binaire dans lequel l’une des étoiles est un puissant émetteur X. La source Cen X3 est de plus une variable à éclipses de période 2,08726 jours. Pendant les éclipses, la source X est indétectable, ce qui montre que c’est l’objet éclipsé qui est l’émetteur. La période de variation X est courte, de 4,842 secondes.

On propose deux explications légèrement différentes pour ces objets : il s’agit d’une étoile chaude de type spectral O ou B, et d’une étoile à neutrons. L’étoile à neutrons accrète de la matière provenant de l’autre étoile, soit parce que celle-ci remplit son lobe de Roche, et déverse de la matière sur l’objet dense, soit parce que l’étoile à neutrons capte un vent stellaire très violent émis par l’autre composante. L’énergie potentielle de ce gaz est transformée dans la chute en énergie cinétique, qui chauffe le gaz et produit des températures telles que l’émission se fait dans le domaine X. Etant donné sa température, ce gaz est un plasma totalement ionisé, donc sensible au champ magnétique extrème da l’étoile à neutrons. Il doit alors se rassembler près des pôles magnétiques, et par conséquent produire un rayonnement dans cette zone.

La matière qui tombe sur l’astre dense accélère sa rotation. Dans le cas de Cen X3, la période pourrait passer de 4,8 à 3,3 secondes en un millier d’années. Un tel objet évolue donc très vite, et ne peut durer très longtemps.

La puissance de l’émission X est considérable : 1036 à 1038 ergs s-1, c’est-à-dire 1.000 à 100.000 fois la puissance totale rayonnée par le Soleil !

Les étoiles principales de ces couples sont en général très massives, de l’ordre de 15 à 20 masses solaires, alors que le compagnon responsable de l’émission X est de l’ordre d’une masse solaire. Il existe toutefois une exception inquiétante, c’est Cyg X1. La composante principale est de 30 masses solaires, ce qui est tout à fait acceptable, mais la secondaire est de 6 masses solaires, au-dessus de la limite de masse d’une étoile à leutrons. Il s’agirait alors d’un trou noir… Mais nous n’en avons pas la preuve, et d’autre part il existe une autre interprétation qui ne fait pas appel à un objet aussi exotique : il suffit de supposer que la seondaire est elle-même double, pour que les masses de chacunes de ses composantes soit en-dessous la masse limite.

Il existe d’autres cas, plus difficiles encore à interpréter : Her X1 par exemple présente trois périodes distinctes ! La première, celle de la variation X, est de 1,24 seconde. Mais il lui est associée une variation optique avec une période de 1,7 jour. Enfin, la source X fluctue en 35 jours… Et pour couronner le tout, le type spectral changeen 1,7 jours. L’explication avancée concerne une étoile volumineuse, chauffée par le rayonnement X de l’autre composante. Seul l’hémisphère tourné vers l’étoile à neutrons est concerné par ce chauffage, et l’orsqu’il est tourné vers la Terre, il présente une surface très chaude avec le type spectral correspondant, et lorsqu’il est tourné à l’opposé, on voit l’hémisphère non chauffé, avec un type spectral non modifié. La fluctutation de 35 jours proviendrait d’un effet de précession de l’anneau de matière entourant l’étoile à neutrons. Selon sa position, il est éclipsé ou non.

Les novæ X

Ce sont des objets dont l’émission X augmente très brutalement et dans de grandes proportions. Simultanément, on observe des variations lumineuses dans le visible. L’énergie X atteint 2.500 fois l’énergie visible…

Certaines novæ X sont récurentes, et présentent des explosions assez fréquentes.

Les novæ X semblent de nature très différente des novæ visibles, et leur interprétation n’est pas encore définie.

Conclusion

La vie d’une étoile est un combat entre la gravitation et la production d’énergie.

 

L’étude des étoiles variables, si diverses et souvent curieuses, nous conte la vie tranquille ou dissolue d’une étoile.

La stabilité est un cas particulier, la variabilité la règle. Cependant, la phase de stabilité est plus longue que l’ensemble de toutes les phases variables. Si les étoiles qu’on voit dans le ciel nous semblent si stables, au point que les Anciens les appelaient les fixes, c’est parce que la seule phase stable de leur existence est de très loin la plus longue : c’est la Séquence Principale.

Toutes les autes phases sont brèves (à l’échelle astronomique), et par conséquent la proportion d’étoiles dans l’une de ces phases est faible. Parmi les étoiles visibles à l’œil nu, peu sont variables ; encore moins présentent de fortes variations.

Qu’est-ce qu’une étoile variable ?

Il est temps de se poser la question !

La définition de base (la plus simple et historiquement la première), "étoile dont l’éclat visuel varie au cours du temps" permet d’englober les T Tauri, les FU Orionis, les variables à éclipses, les céphéides, les novæ et supernovæ…

Elle n’intègre pas les autres longueurs d’ondes : gamma, X, infrarouge, UV, que les moyens modernes nous permettent d’observer. On pourrait la généraliser :

"étoile dont la luminosité, dans une ou plusieurs gammes de longueurs d’ondes, varie avec le temps".

Ceci semble donc plus satisfaisant, puisque les objets que nous avons étudiés sont englobés. Mais après avoir raisonné sur les variations d’énergie -l’un des termes de la définition- on peut se pencher un peu sur l’autre terme : "avec le temps".

Ceci est très vague, et nous avons vu que pour certaines variables le temps caractéristique était très court, de l’ordre de la minute pour les sursauts, de la milliseconde pour les pulsars, ou bien relativement long : de quelques mois pour la décroissance des novæ, de quelques milliers d’années si on considère les nébuleuses planétaires…

Si on ne place aucune limite sur le temps caractéristique des variations, toute étoile est forcément variable, puisqu’elle évolue ! D’ailleurs, beaucoup de variables que nous avons considérées sont dans des phases évolutives, soit brutale et unique comme les FU Orionis à la naissance et les supernovæ à la mort d’une étoile, soit plus calmes et répétitives, comme les ajustements des T Tauri par exemple.

On voit donc que la définition, qui doit fixer un cadre, a un côté arbitraire : trop vague, elle risque d’englober n’importe quoi ; trop restrictive, elle ne tiendra pas compte d’objets importants.

Enfin, les mécanismes de variablité sont très divers, et nos définitions n’en tiennent pas compte.

Il n’est sans doute pas souhaitable de donner une définition trop précise, qui ne serait pas sans inconvénients. Mieux vaut s’en tenir à un consensus informel, sans oublier la diversité des objets étudiés, et la place de chacun d’eux au regard de l’évolution stellaire.

Différentes causes de variation

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