Etoiles variables par david
Étoiles variables
1. Définition
Une étoile variable est une étoile dont la luminosité varie au cours du temps. Cette variation peut être rapide (quelques minutes) à plusieurs décennies.
2. Histoire
- 1572 — Observation de la première étoile variable, SN 1572 (Nova de Tycho) par Tycho Brahé.
- 1596 — Fabricius découvre que l'étoile ο (Omicron) dans la baleine disparaît.
- 1638 — Hévelius nomme l'étoile ο « Mira » (La merveilleuse de la Baleine). Sa période est calculée.
- 1669 — Montanari note la variation de luminosité de l'étoile Algol dans Persée.
- 1782 — Goodricke calcule la période de l'étoile Algol et en comprend le mécanisme.
Les premières observations ont permis de constater que leur luminosité variait régulièrement : ce sont des variables périodiques. D'autres présentent des variations irrégulières, erratiques.
Parfois, on peut observer une étoile dont l'éclat augmente considérablement à tel point qu'elle devient l'étoile la plus brillante du ciel. On a l'impression de voir une nouvelle étoile — c'est pourquoi elles ont été nommées Novæ. Les Novæ récurrentes peuvent revenir à leur éclat d'origine et avoir un nouveau sursaut d'éclat quelques années ou décennies plus tard.
Calcul 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 lointains.
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.
Le relevé des courbes de lumières est un des rares domaines de l'astronomie où les astronomes amateurs peuvent réellement aider les professionnels.
3. Classifications
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 grande partie des étoiles variables. Leur changement de volume engendre une variation de leur luminosité.
| Type | Période | Variation (mag.) | 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 | — |
| Variable semi-régulière | 20 à 2 000 jours | variable | Géantes ou supergéantes dont les variations sont peu prévisibles. |
(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 (mag.) | Commentaire |
|---|---|---|---|
| α² Canum Venaticorum | 0,5 à 160 jours | 0,01 à 0,1 | Étoiles possédant un fort champ magnétique. |
| BY Draconis | 1 h 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. |
(Sources : Wikipédia)
Variables éruptives
C'est une forte activité dans la chromosphère et la couronne 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. |
| R Coronae Borealis | Supergéantes, diminution de luminosité causée par l'éjection de matière carbonée. |
| S Doradus | Supergéantes bleues très lumineuses. |
| T Tauri | Étoiles très jeunes, presque en formation. |
| UV Ceti | Étoiles oranges ou jaunes, variations de plusieurs magnitudes sur quelques secondes. |
| Étoile Wolf-Rayet | Étoiles chaudes et massives à un stade d'évolution avancé. |
Les étoiles variables extrinsèques
La variation de luminosité est provoquée par un événement externe à l'étoile (éclipse, passage d'un nuage stellaire, certaines étoiles doubles…).
Variables optiques (à éclipse)
Variable de type Algol ou binaire de type Algol. Une étoile double est composée de deux étoiles. Vu sous un certain angle, si l'une des deux étoiles éclipse sa compagne, la luminosité de l'ensemble diminue 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. |
Variables cataclysmiques
Dans certains systèmes binaires, les deux étoiles sont si proches que la plus massive « arrache », sous l'effet de la gravitation, de la matière à sa compagne. L'arrivée de cette nouvelle matière peut engendrer des réactions nucléaires et provoquer des phénomènes cataclysmiques très violents.
| 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 un fort champ magnétique. |
| AM Herculis | Variable cataclysmique magnétique où le champ magnétique synchronise sa rotation avec sa période orbitale. |
| U Geminorum | Système binaire où l'une des étoiles dépasse son lobe de Roche. |
| 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. Classée dans les variables cataclysmiques, il ne s'agit pas d'une variation extrinsèque. |
4.1. Désignation
Contrairement aux étoiles, les étoiles variables ont été découvertes assez récemment et ne portent pas, pour la plus grande partie, de noms historiques (ex. : Algol, Antarès et Mira Ceti). C'est Argelander au XIXe siècle qui commença à les nommer.
« 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 … 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 (R à Z) pour désigner les étoiles variables d'une constellation : ex. R Lyræ, R Hydræ.
9 possibilités ne suffisaient plus. Les astronomes décidèrent de poursuivre en doublant la lettre : RR, RS… RZ, puis SS, ST… SZ, etc. Lorsqu'en 1907 on arriva à ZZ Cygni (54e variable), on opta pour les combinaisons AA, AB… AZ (25), BB, BC… BZ (24)… jusqu'à QZ (sans utiliser J). Cela donne au total 334 possibilités par constellation.
Ce système ayant été dépassé dès 1929 (QZ Sagittarii), la désignation V+numéro proposée par l'astronome français André fut adoptée. La première étoile nommée ainsi fut V335 Sgr. Ce mode de désignation est toujours utilisé aujourd'hui.
4.2. Types et statistiques
- Liste simplifiée — Les types de variables dans « Carte du Ciel »
- Statistiques en fonction du type et de la variabilité
- Listing détaillé de tous les types de variables dans le catalogue GCVS
5. Diagramme HR (Hertzsprung-Russell)
6. Observation visuelle des étoiles variables
Tableau approximatif des magnitudes accessibles selon le matériel :
| Matériel | Magnitude |
|---|---|
| Œil nu | 3 / 6 |
| Jumelles 7×50 mm | 6 / 8,5 |
| Télescope 115 mm | 8,5 / 11 |
| Télescope 200 mm | 10 / 12,5 |
| Télescope 400 mm | 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 à estimer l'écart de luminosité entre l'étoile variable et plusieurs étoiles situées dans le même champ. L'échelle va de 0 à 5. La magnitude des étoiles de référence devra être connue et stable.
- Choisir deux étoiles comparables en magnitude à la variable : l'une plus brillante (A), l'autre moins brillante (B).
- Pour conserver une bonne précision, la différence de magnitude entre la variable et l'étoile de référence ne devrait pas dépasser 0,5 magnitude.
On note : V l'étoile variable — A et B les deux étoiles de référence — x l'écart entre A et V — y l'écart entre V et B. On écrit : A x V y B
- 0 : aucune différence entre A et V, même après observation approfondie.
- 1 : pas de différence au premier coup d'œil, mais très faible écart mesurable.
- 2 : peu de différence au premier coup d'œil, faible écart.
- 3 : différence au premier coup d'œil.
- 4 : nette différence.
- 5 : grande différence.
Exemple : Magnitude de A = 5,9, B = 6,7. Observation : A 2 V 3 B → x = 2, y = 3.
Formule (règle de 3) :
mV = mA + x × (mB − mA) / (x + y)
mV = 5,9 + 2 × (6,7 − 5,9) / (2 + 3) = 6,22
Erreurs d'observation
- Pour deux étoiles de magnitudes identiques positionnées verticalement, celle du haut paraît systématiquement plus brillante.
- La rétine de l'œil est plus sensible à certaines radiations. Si on fixe longtemps une étoile rouge, elle paraît de plus en plus lumineuse. Observer les étoiles par brefs coups d'œil.
7. Liens utiles
8. Logiciels
Liste de logiciels proposés par l'AAVSO — Software Directory | aavso.org
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De plus en plus, les logiciels et l'analyse des données deviennent le cœur de notre activité, même pour les astronomes amateurs.
Logiciels de saisie de données
- Observation Manager : Gérez vos observations et exportez-les dans le format visuel officiel de l'AAVSO. Écrit en Java (Windows/MacOS). Créé par Dirk Lehmann.
- Excel Spreadsheet : convertit BAAVSS aux formats AAVSO et VSNET — par Gary Poyner.
- Excel Spreadsheet (version Erwin van Ballegoij) : Data_Entry.xls et Data_Entry.xlsx.
- CONVERTV.EXE : convertit les observations au format VSNET en format AAVSO.
OBSVAR V1.5 — lien mort
Logiciels d'analyse de données
- CLEANest : code source Visual Basic pour les algorithmes CLEANest et SLICK. Méthode efficace pour éliminer les faux pics d'un spectre de puissance.
- LcTools V16.0 (25/02/2020) : système logiciel Windows pour la construction, la visualisation et l'analyse des courbes de lumière pour les projets TESS, K2 et Kepler.
- PhasPlot 2.0 : logiciel Windows pour tracer des diagrammes de phase à partir des données d'étoiles variables.
- MagPlot : logiciel Windows pour l'affichage et l'analyse des courbes de lumière.
- Rcodes V2.0 : ensemble de logiciels en langage R, pour accompagner le livre de Grant Foster Analyzing Light Curves: A Practical Guide.
- WinWWZ : programme d'analyse de séries temporelles (VB.Net) pour étudier l'évolution temporelle des données d'étoiles variables.
- VaST : Variability Search Toolkit (UNIX/LINUX) pour détecter des objets à luminosité variable sur une série d'images astronomiques.
- VStar : outil d'analyse de données d'étoiles variables, gratuit, open-source, basé sur Java.
- VStarModelPlot : outil supplémentaire pour VStar pour tracer des équations de modèle (basé sur R).
- Software, by Bob Nelson : liste d'outils Windows.
Logiciels affiliés à l'AAVSO
- AstroPlanner : logiciel de planification et d'enregistrement astronomique pour Macintosh et Windows. Shareware, 20 $.
Aides à l'observation
- CHARA (Charting and Reporting Application) pour Windows — par Michael Poxon. Outil d'observation tout-en-un pour les observateurs visuels.
- Fichier KMZ pour tracer les étoiles du programme AAVSO dans Google Sky ou d'autres applications.
David Chiron — Têtes en l'air