1 - Définition
Une étoile variable est un étoile dont la luminosité varie au cours du temps.
Cette variation peut être rapide (quelques minutes) à plusieurs décennies.
Les premières observations des étoiles variables ont permis de constater que leur luminosité variée régulièrement. Ce sont des variables périodiques. D'autres présentes des variations irrégulières, erratiques.
Parfois on peut observer une étoile dont l'éclat augmente considérablement à telle point quelle devient dans certains cas l'étoile la plus brillante du ciel. Souvent l'étoile n'était pas visible à l'oeil nu avant son sursaut d'éclat. On a l'impression de voir une nouvelle étoile. C'est pour cette raison quelles ont été nommées Novæ. Les Novæ ne sont pas des étoiles variables périodiques. Elles peuvent revenir à leur éclat d'origine au bout de quelques mois puis avoir un nouveau sursaut d'éclat quelques années, décennies plus tard. Ce sont des Novæ récurrentes.
Calcule de distance:
La magnitude absolue des étoiles variables céphéides varie linéairement avec le logarithme de leur période. Cet étalonnage permet de mesurer la distance d'objets plus lointains, pour lesquels on mesure les périodes et magnitude apparente.
Aujourd'hui environ 40.000 étoiles variables (ou suspectées de l'être) ont été découvertes. Elles sont répertoriées dans le catalogue "General Catalogue of Variable Stars".
A l'origine la variation de luminosité d'une étoile été mesurée visuellement en la comparant à ses voisines. Puis avec le développement de la technologie c'est par photographie quelles sont étudiées. Cette technique permet d'élaborer un graphe, nommé "Courbe de lumière", qui représente la magnitude de l'étoile en fonction du temps.
Le relevé de ces courbes de lumières est un des rares domaines de l'astronomie ou les astronomes amateurs peuvent réellement aider les professionnels. Les grands télescopes étant souvent utilisés pour d'autres recherches plus pointues.
Les étoiles variables sont classées en deux grandes catégories elles même subdivisées en plusieurs sous-catégories.
Les étoiles variables intrinsèques: La variation de luminosité est due à la structure même de l'étoile. Pulsation, éruptions.
- Variables pulsantes
Les variables pulsantes représentent la plus grandes parties des étoile variables. Leur changement de volume engendre une variation de leur luminosité.
Type Période Variation (en magnitude) Commentaire Céphéide 1 à 70 jours Relation étroite entre la période et la luminosité W Virginis 1 à 70 jours Similaires aux céphéides, mais concernant des étoiles de population II Mira 80 à 1 000 jours 2,5 à 11 Période et variation extrêmement précises RR Lyrae 0,05 à 1,2 jours 0,3 à 2 α Cygni 5 à 10 jours < 0,1 Pulsations non-radiales δ Scuti 0,25 à 5 heures 0,003 à 0,9 β Cephei 3,5 à 6 heures 0,1 à 0,3 RV Tauri 30 à 150 jours Présente deux minima successifs distincts Variable semi-régulière 20 à 2 000 jours variable Géantes ou super géantes dont les variations de luminosité, sans être erratiques, sont peu prévisibles
(Tableau: sources wikipédia)
- Variables par rotation
La surface de ces étoiles est marquée de taches sombres ou claires. Sous l'effet de leur rotation leur luminosité varie.
Type Période Variation
(en magnitude)Commentaire α2 Canum Venaticorum 0,5 à 160 jours 0,01 à 0,1 Étoiles possédant un fort champ magnétique BY Draconis 1 heure à 120 jours 0,01 à 0,5 Parfois éruptives Variable ellipsoïdale < 0,2 Étoiles binaires tellement proches qu'elles sont déformées FK Comae Berenices quelques jours 0,01 à 0,1 Étoiles géantes à rotation rapide SX Arietis 0,1 Étoiles chaudes possédant un fort champ magnétique et un déséquilibre en hélium (Tableau: sources wikipédia)
- Variable éruptives (Anciennement appelées variables irrégulières)
C'est une forte activité dans la chromosphère (Basse atmosphère) et la couronne (Haute atmosphère) de ces étoiles qui provoque des changements irréguliers de leur luminosité.
Type Commentaire FU Orionis Éjections de matière, variations graduelles de plusieurs magnitudes sur plusieurs mois γ Cassiopeiae Rotation rapide, éjections d'anneaux ou de coquilles de matière γ Orionis R Coronae Borealis Super géantes, diminution de luminosité causée par l'éjection de matière carbonée RS Canum Venaticorum S Doradus Super géantes bleues très lumineuses T Tauri Étoiles très jeunes, presque en formation UV Ceti Étoiles orange ou jaunes, variations de plusieurs magnitudes sur quelques secondes Étoile Wolf-Rayet Étoiles chaudes et massives à un stade d'évolution avancé YY Orionis (Tableau: sources wikipédia)
Les étoiles variables extrinsèques: La variation de luminosité est provoquée par un événement externe à l'étoile. Éclipse, passage d'un nuage stellaire devant l'étoile, certaines étoiles double...
- Variables optiques (ou à éclipse)
Variable de type Algol ou binaire de type Algol.
C'est la cause principale de la variabilité extrinsèque. Une étoile double est composée de deux étoiles. Vu sous un certain angle si une des deux étoiles éclipse sa compagne la luminosité de l'ensemble diminue. Et ceci de façon régulière.
Type Commentaire Algol Composants sphériques β Lyrae Composants proches déformés par les forces de marée W Ursae Majoris Composants presque en contact (Tableau: sources wikipédia)
- Variables cataclysmiques (Anciennement appelée variable éruptive)
Dans certains systèmes binaires (étoile double), les deux étoiles sont si proche l'une de l'autre que la plus massive "arrache", sous l'effet de la gravitation, de la matière à sa compagne. L'arrivé de cette nouvelle matière sur l'étoile dévoreuse peut engendrer des réactions nucléaires et peut provoqués des phénomènes cataclysmiques très violents. La luminosité peut évoluer très rapidement. Ces phénomènes sont complexes et non systématiques.
Type Commentaire Nova Explosion suite à la fusion de l'hydrogène à la surface d'une naine blanche Nova récurrente Étoile ayant manifesté au moins deux explosions de type nova Variable cataclysmique magnétique Système binaire où une naine blanche possède une fort champ magnétique Étoile symbiotique Système binaire présentant un transfert de matière de l'une des composantes à l'autre, par vent stellaire ou éjection coronale AM Herculis Variable cataclysmique magnétique où le champ magnétique de la naine blanche synchronise sa rotation avec sa période orbitale et crée un « couloir » d'accrétion provenant de son compagnon DQ Herculis Similaire à une variable de type AM Herculis, sans synchronisation U Geminorum Système binaire où l'une des étoiles dépasse son lobe de Roche SS Cygni Sous-catégorie de U Geminorum SU Ursae Majoris Sous-catégorie de U Geminorum présentant en plus des flashes de très forte intensité Z Camelopardalis Sous-catégorie de U Geminorum où la luminosité de l'étoile peut demeurer constante longtemps après un flash Z Andromedae Étoile symbiotique où l'une des composantes, très chaude, ionise une partie de l'enveloppe de gaz de l'autre Binaire X Étoile double théorique formée d'un trou noir et d'une étoile à neutrons Supernova Fin de vie violente d'une étoile massive à la suite de l'explosion de celle-ci. Classée dans les variables cataclysmiques, il ne s'agit pas d'une variation extrinsèque.
Contrairement aux étoiles, les étoiles variable ont été découverte assez récemment et ne portent pas, pour la plus grande parties, de noms historiques (Ex: Algol, Antarès et Mira Ceti). C'est Argelander au XIX siècle, auteur du fameux catalogue de Bonn (Bonner Durchmusterung ou BD) et de la méthode d'observation visuelle des étoiles variables qui porte son nom, qui commença à nommer les étoiles variables. Dans un article du 3 mai 1855, il écrivait :
" Je désigne par R l'étoile dans la Vierge dont la variabilité périodique a été découverte en 1809 par Harding .... J'espère qu'on me pardonnera si j'ai pris la liberté de désigner par une lettre une étoile ne figurant pas dans le catalogue de Bayer mais il me semble qu'étant donné leur originalité, les étoiles variables peuvent prétendre à une telle distinction. Une appellation particulière apparaît presque indispensable pour permettre de retrouver avec commodité et facilité des étoiles souvent citées. Mais pour éviter une confusion avec les désignations alphabétiques de Bayer, j'ai choisi de n'utiliser que les dernières lettres de l'alphabet et de les écrire en majuscules ... ".
Les astronomes utilisaient donc les 9 dernières lettres de l'alphabet pour désigner les étoiles variables d'une constellation. Ex: R Lyræ, R Hydræ
A l'époque, les astronomes ne pensaient pas découvrir autant d'étoiles variables. Ce système de désignation reçu beaucoup de modifications, ce qui le rendit un peu compliqué.
9 possibilités de désignation par constellation ne suffisaient plus. Les astronomes décidèrent de poursuivre la désignation en doublant la lettre Ex: RR RS etc (Mais pas SR).
Lorsqu'en 1907 on arriva à la désignation de la 54ème étoile variable découverte dans la constellation du Cygne, ZZ Cygni, la commission des étoiles variables, crée en 1900 au sein de l'AG ("Astronomieche Gesellschaft") envisagea de tripler la lettre (Ex: RRR RRS...). Finalement sur proposition de Ristenpart, on opta pour la désignation AA Cygni, qui devait être suivie de AB, AC etc.... (J n'existait pas dans l'alphabet ancien)
C'est ainsi que QZ serait la dernière désignation possible. Ceci porterait le nombre de combinaison possible à 334 pour chaque constellation. L'un des membres de cette commission estima qu'on n'atteindrait sans doute jamais cette dénomination, "sinon dans un avenir extrêmement lointain". Or elle fut atteinte en 1929 avec l'étoile QZ Sagittarii.
Peu après Argelander, l'astronome français André avait proposé de désigner chaque variable par la lettre V suivi d'un nombre indiquant l'ordre chronologique de découverte et du nom de la constellation. Ce mode de désignation fut approuvé en 1929 et la première étoile variable nommé selon ce mode fut V335 Sgr.
Ce mode de désignation est toujours utilisé aujourd'hui.
Figure 1
R |
S |
T |
U |
V |
W |
X |
Y |
Z |
9 |
|
En doublant la lettre, toujours à partir de R |
||||||||||
RR |
RS |
RT |
RU |
RV |
RW |
RX |
RY |
RZ |
9 |
|
SS |
ST |
SU |
SV |
SW |
SX |
SY |
SZ |
8 |
||
TT |
TU |
TV |
TW |
TX |
TY |
TZ |
7 |
|||
UU |
UV |
UW |
UX |
UY |
UZ |
6 |
||||
VV |
VW |
VX |
VY |
VZ |
5 |
|||||
WW |
WX |
WY |
WZ |
4 |
||||||
XX |
XY |
XZ |
3 |
|||||||
YY |
YZ |
2 |
||||||||
ZZ |
1 |
|||||||||
Total |
54 |
|||||||||
AA |
AB |
AC |
... |
AI |
pas de J |
AK |
AL |
... |
AZ |
25 |
|
BB |
BC |
... |
BI |
BK |
BL |
... |
BZ |
24 |
|||
CC |
... |
CI |
CK |
... |
CZ |
23 |
|||||
... |
... |
... |
... |
||||||||
II |
IK |
IZ |
17 |
||||||||
pas de J |
|||||||||||
KK |
KZ |
16 |
|||||||||
QQ |
... | QZ |
10 |
||||||||
Total |
280 |
||||||||||
Au total 334 possibilités
Liste simplifié des types Carte du Ciel
Statistiques en fonction du types et variabilité.
Listing détaillé des tout les types de variables et de leur statistiques dans le catalogue GCVS
5 - Diagramme HR (Hertzsprung-Russel)
6 - Observation visuelle des étoiles variables
Tableau approximatif
| Matériel | Magnitude |
| Oeil nu | 3 / 6 |
| Jumelles 7x50mm | 6 / 8,5 |
| Télescope 115mm | 8,5 / 11 |
| Télescope 200mm | 10 / 12,5 |
| Télescope 400mm | 11,5 / 14 |
Méthode comparative d'Argelander:
Simple et précise. Avec l'habitude il est possible d'atteindre une précision au 1/10.
La méthode consiste a estimer l'écart de luminosité entre l'étoile variable et plusieurs étoiles situées dans le même champ. L'échelle de cette estimation allant de 0 à 5. La magnitude des étoiles de référence devra être connue et stable.
Il est possible de rechercher soit même les étoiles de référence pour une étoile variable et un champ donné. Les associations fournissent aussi des carte toute faites.
On note
Estimation de x en comparant A et V puis estimation de y en comparant V et B en notant A x V y B
0: Aucune différence entre A V, même après une observation approfondie. Aucun écart
1: Pas de différence au premier premier coup d'oeil, mais mesure d'un très faible écart.
2: Peu de différence au premier premier coup d'oeil, mais mesure d'un faible écart.
3: Différence au premier premier coup d'oeil.
4: Nette différence.
5: Grande différence.
Exemple: Magnitude de A et B (Étoiles de référence): A= 5,9 B= 6,7 A 2 V 3 B Après observation: x=2 et y=3 On utilise la relation suivante (Simple règle de 3) pour estimer la magnitude de la variable V mV = mA + x ((mB - mA) / ( x + y)) mA: Magnitude de A mV = 5,9 + 2 (( 6,7 - 5,9) / ( 2 + 3 )) mV = 6,22 |
Erreurs d'observations
Programme conçu par Charles Olivi.
Ce logiciel permet la saisie, la mise en forme des données d'observation et leur transmission vers l'AFOEV. Un manuel d'utilisation en Français accompagne le logiciel.
Logiciel de prévision et de recherche d'étoiles variables à longues périodes. Il est possible de lire les bulletins de l’A.F.O.E.V. et de l’A.A.V.S.O.
Les données sont réactualisées chaque année au mois de Mars.
Variable Stars Observer: VAROBS (Anglais)
Un programme de Patrick Chevalley
Saisie des données d'observations d'étoiles variables, courbes de lumière. Format AAVSO. Programme assez complet.
Solution complète pour la recherche et la photométrie CCD des étoiles variables.
David Chiron / Têtes en l'air
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