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Etoiles variables

Généralités

Les étoiles variables constituent l’un des rares domaines où l’amateur peut faire œuvre scientifique, même avec des moyens modestes. Il y a énormément d’étoiles variables, et les professionnels ne peuvent les observer pour deux raisons :

•  par manque de temps : il faut une surveillance systématique ;
•  par manque de matériel, leurs télescopes très coûteux ayant des tâches plus importantes à remplir.

Ce dernier argument est de moins en moins pertinent, car on construit maintenant de petis télescopes (de l’ordre du mètre), pour un prix très raisonnable, et ces instruments peuvent être entièrement automatiques. Toutefois, le nombre d’étoiles à surveiller est très grand…

Les étoiles variables sont celles dont la luminosité évolue au cours du temps. Au-dessus de nos têtes, il y en a de nombreuses, mais il n’est pas très facile de les observer, parce que leur éclat est souvent faible, et que leur variation est relativement lente. Pour constater la variabilité d’une étoile, il faut la comparer à quelques autres qui l’entourent, et noter précisément celles qui sont plus brillantes et celles qui le sont moins (par exemple en faisant un dessin du champ). En reprenant cette même observation la nuit suivante, ou quelques nuits plus tard, on s’apercevra peut-être qu’elle est devenue plus brillante (ou moins) que certaines de ses voisines.

•  La première étoile variable découverte fut la nova observée par Tycho Brahé en 1572.
• Le 13 août 1596, Fabricius a découvert que l’étoile ο (omicron) de la Baleine disparaissait, puis plus tard réapparaissait. Quelques mois plus tard, elle avait vraiment disparu. Puis elle fut redécouverte en 1603. Enfin, en 1638, Hévélius la nomma Mira Ceti (la Merveilleuse de la Baleine), en référence au caractère magique que lui conférait cette variabilité parmi des milliers d’étoiles connues pour invariables. Sa périodicité n’a été reconnue qu’en 1638.
• En 1669, Montanari a noté les baisses de luminosité d’Algol, β Persei. Goodrike a observé la périodicité de ses variations en 1782 ; de plus, il en a compris le mécanisme.

Lorsqu’on a observé les premières étoiles variables, on a très vite remarqué que la luminosité de certaines revenait régulièrement. Ce sont des variables périodiques. D’autres présentent des variations erratiques. Mais de manière très exceptionnelle, on peut parfois voir une étoile dont l’éclat augmente considérablement (de 10 à 12 magnitudes). La plupart du temps, ces étoiles étaient invisibles à l’œil nu avant ce changement d’éclat. On a donc l’impression de voir une étoile nouvelle, et pour cette raison on les a appelées Novæ (nova au singulier). Les chinois les nommaient joliment étoiles invitées. Les novæ ne sont pas des variables périodiques, mais elles peuvent revenir à leur éclat d’origine après quelques mois, puis avoir un nouveau sursaut de luminosité quelques années plus tard. On les appelle alors novæ récurentes.

Enfin, on a observé quelques étoiles dont l’éclat augmentait encore plus que celui des novæ ; on les a appelées supernovæ. Ces termes proches sont dus à l’aspect visuel de ces astres, et cachent une nature physique parfois très différente. Nous verrons les explications plus loin.

On connaît aujourd’hui plus de 20.000 étoiles variables.

Les étoiles variables les plus faciles à observer sont Algol (β Per), γ Cassiopeia, Mira Ceti (ο Ceti), R Hydræ, χ Cygni, ε Aurigæ, α Orionis, Antarès (α Scorpii), β Lyræ, RR Lyræ…

Noms des variables

Les étoiles les plus brillantes ont reçu des noms d’usage dont l’origine remonte en général fort loin dans le temps. Mais les étoiles variables étant de découverte récente, ne possèdent pas de noms historiques. Les astronomes ont du leur trouver une désignation, mais en nommant les premières, ils n’imaginaient pas qu’il puisse y en avoir autant. Aussi, le système de désignation en usage, proposé par Argelander, est-il complexe, parce qu’il a subi plusieurs ajouts successifs. En voici la description :

Les quelques variables possédant un nom historique, les plus brillantes, le conservent. Par exemple Algol, Antarès et Mira Ceti.

On attribue aux autres variables une lettre à partir de R, dans l’ordre de leur découverte dans chaque constellation :

Ensuite en doublant la lettre, toujours à partir de R :

Le triangle, de RR à ZZ, est la moitié d’un carré de côté 9. Il contient 9 × 10 / 2 éléments (vous pouvez vérifier ce calcul sur d’autres triangles). Donc il possède 45 éléments. Ceci va nous servir ci-dessous.

Cette série étant épuisée, on recommence à partir du début de l’alphabet, mais :

•  en s’arrêtant à Q bien sûr (puisque R a déjà été utilisée) ;
•  sans utiliser la lettre J (qui n’existait pas dans l’ancien alphabet).

Tout ceci permet de nommer 9 + 45 + 280 = 334 étoiles variables.

On peut remarquer que l’union des deux tableaux ci-dessus constitue un triangle complet, depuis AA jusqu’à ZZ, bâtit sur un alphabet de 25 lettres (puisque le J en est exclus). Ce tableau complet contient donc 25 × 26 / 2 = 325 combinaisons différentes. On y rajoute les neufs lettres isolées du début, et on obtient donc 325 + 9 = 334 combinaisons.

Les 334 premières variables découvertes dans chaque constellation sont donc nommées selon ce procédé.

Ce n’est encore pas suffisant, les étoiles variables étant bien plus nombreuses. La méthode choisie pour la suite est la plus simple ; elle consiste à mettre la lettre V, pour variable, suivie du numéro de l’étoile. La première est donc V335, suivie de V336, V337… Cette suite est maintenant illimitée.

Actuellement, on a déjà dépassé :

dans le Sagittaire, V4000 ; dans Ophiucus, V2000 ; dans le Cygne, l’Aigle et Orion, V1000…

Diversité et classement

Nous commençons par étudier de vraies étoiles, présentant des particularités de fonctionnement, mais de nature profonde identique. Nous verrons plus tard des types beaucoup plus exotiques.

Distinguons tout d’abord les vraies variables des fausses :

• Certaines sont des étoiles doubles, qui se cachent l’une derrière l’autre de temps en temps, et ce changement d’aspect entraîne une modification apparente d’éclat. Il n’y a pas de modification physique des étoiles, et seule la perspective explique les différences d’éclat. Ce sont les variables à éclipses. Ces variables sont assez peu nombreuses, car les éclipses ne se produisent que si la Terre se trouve approximativement dans le plan de l’orbite du couple. Une proportion assez faible des couples stellaires produit donc des éclipses.
• Les autres présentent des variations de luminosité réelles, qui proviennent de changements des conditions physiques (température, pression...) à la surface ou dans les profondeurs de l’étoile. Elles sont nommées variables intrinsèques. Elles sont beaucoup plus nombreuses que les variables à éclipses.

Il existe des mécanismes physiques différents engendrant les variations lumineuses :

• Il y a des instabilités qui ne concernent que l’atmosphère ou les couches superficielles de l’étoile ; elles peuvent donc se reproduire avec plus ou moins de régularité ; ce sont les variables pulsantes ;
•  D’autres proviennent de profonds changements dans la vie de l’étoile : un déséquilibre important, dû en particulier à l’évolution chimique, modifie sa structure. Il n’y a pas de répétitions régulières du phénomène, et on classe ces étoiles sous le vocable de variables apériodiques. C’est le cas des novæ et des supernovæ. Leurs variations de luminosité sont produites par des explosions qui vont jusqu’à détruire l’étoile. Les bouleversements qu’elle subit empêchent le phénomène de se reproduire… Les moins violentes sont capables de revenir à un état assez proche de leur état antérieur pour subir plusieurs fois le phénomène explosif ; ce sont les novæ récurentes.

Les plus régulières des variables pulsantes sont les variables périodiques, ou Céphéides. Les autres, moins régulières, ont aussi une période plus longue : on les nomme variables à longue période.

Classement des étoiles variables

Les Céphéides classiques sont de jeunes géantes de type spectral F à K, très lumineuses, leur période étant comprise entre 1 et 70 jours. Le prototype des variables à longue période est Mira Ceti, la période est entre 310 et 370 jours. Les RR Lyræ sont de type spectral A ou F, ce sont de vieilles étoiles qui fusionnent l’hélium, leur période est comprise entre 0,05 et 1,2 jours.

Remarque : ce classement élémentaire est indicatif. Il est basé essentiellement sur les propriétés physiques de quelques types d’étoiles variables, et n’est pas exhaustif.

On doit considérer ensuite les variables apériodiques, ou variables éruptives.

Un grand nombre de types de variables n’entrent pas dans cette classification. La raison en est que leur comportement est vraiment atypique, avec un nombre de représentants très faible, ou bien que leur variabilité est due à plusieurs phénomènes superposés. Ces variables sont regroupées sous le vocable assez flou de variables nébulaires.

Enfin, les possibilités instrumentales ayant été considérablement augmentées dans les dernières années, en particulier grâce aux satellites artificiels qui nous ont permis d’observer dans des gammes d’ondes autrement inaccessibles, des nouveaux astres nous présentent des variations d’intensité dans ces gammes d’ondes. Sans être des variables au sens traditionnel du terme, leur éclat, vu par l’intermédiaire de ces nouveaux yeux, est variable. Nous les présentons dans le chapitre consacré aux nouvelles variables.

Position dans le diagramme HR

Ce diagramme montre uniquement les variables intrinsèques, dont la variabilité provient des conditions physiques, donc de la position sur le diagramme HR.

Les variables à éclipses peuvent se trouver n’importe où dans le diagramme, puisque leurs variations ne sont pas de nature physique.

On voit immédiatement que les étoiles variables ne sont pas sur la Séquence Principale ; ceci est assez normal, puisque la Séquence Principale (combustion de l’hydrogène) représente la phase de stabilité des étoiles.

Nombre de variables connues

La répartition des variables connues en fonction de leur type est la suivante :

---=OO=---