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Une étoile variable est une étoile dont la luminosité varie.
Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme notre Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable, la luminosité de certaines étoiles varie. Cette variation de luminosité fut découverte au XVIe siècle lors de l'apparition de la supernova de 1572 par Tycho Brahé et l'observation de l'augmentation et la diminution régulière de l'éclat de l'étoile o Ceti (Mira) en 1596. On découvrit de plus en plus d'étoiles variables au fur et à mesure de l'amélioration des instruments d'observation; actuellement, les catalogues, dont le plus important est le General Catalogue of Variable Stars, contiennent plus de 40 000 étoiles variables ou suspectées de l'être.
Strictement parlant, toute les étoiles sont variables car la structure et la luminosité des étoiles change avec son évolution, mais en général ces changements sont très lents. Toutefois, pour certaines phases évolutives, les variations peuvent être extrêment rapides ou être périodiques, comme la pulsation de la couche externe de certaines étoiles. D'autres petites variations de luminosité peuvent être causées par des taches froides ou chaudes à la surface de l'étoile qui apparaissent et disparaissent avec la rotation de l'étoiles sur elle même. Pour cette raison, notre Soleil est une étoile très faiblement variable à cause des taches solaires et il est fort probable que la plupart des étoiles possèdent des taches similaires.
À l'origine, la luminosité des étoiles était déterminée visuellement en comparant une étoile avec ses voisines. Plus tard, le développement de la photographie permit de comparer ces luminosités sur une plaque photographique. Actuellement, elles sont mesurées précisément à l'aide d'un détecteur photoélectriquement ou à l'aide de camera CCD.
Ces luminosités sont tracées sur un graphe nommé courbe de lumière qui représente la magnitude en fonction du temps. Ce graphe permet de déterminer l'amplitude des variations et leur période. L'enregistrement de ces courbes de lumière est un des seuls domaine de l'astronomie où les amateurs peuvent réellement aider les professionnels, voire même effectuer du vrai travail de recherche.
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Ce sont des étoiles dont les changements de luminosité sont provoqués par des changements de la structure même de l'étoile.
Il y a de nombreux types d'étoiles variables intrinsèques:
La variation de luminosité des étoiles variables extrinsèques, telle que observée par un observateur terrestre, est due à une cause externe à l'étoile.
La cause principale est la présence d'une autre étoile autour de l'étoile principale, formant à elles deux une étoile double.
Vu sous certain angles, une de ces deux étoiles peut éclipser l'autre, provoquant ainsi une diminution de la luminosité totale.
Dans certains systèmes binaires, les deux étoiles sont si proches l'une de l'autre que la force de gravitation de l'étoile la plus massive arrache une partie de la matière de sa compagne.
Dans de nombreux cas, cette masse forme un disque d'accrétion.
Ces systèmes sont appelé système binaire en interaction.
La distance en-deça de laquelle cette situation peut arriver s'appelle la Limite de Roche, d'après Édouard Roche, l'astronome ayant créé la théorie de ce genre de système.
Sur l'étoile la plus massive, l'arrivée de cette masse supplémentaire et de composition différente peut, par le redéclenchement des réactions nucléaires, provoquer divers phénomènes, parfois cataclysmiques.
Les novae classiques, dites aussi récurrentes, sont une des formes les plus spectaculaires de ce phénomène qui se manifeste par d'intenses variations de luminosité.
Les novae naines sont une autre catégorie de variables cataclysmiques dont les variations de luminosité, moins spectaculaires, seraient provoquées par une variation de taux d'accrétion dans le disque.
Les variations de luminosité peuvent aussi se produire dans d'autre partie du spectre électromagnétique que le visible, notamment dans le domaines des rayons X.
Dans les systèmes nommés binaires X qui seraient constitués d'une étoile normale ou en fin de vie, appelée étoile secondaire et d'une étoile compacte, tel qu'une naine blanche, une étoile à neutrons, voire même un trou noir, appelée étoile primaire;
l'interaction de la matière provenant de l'étoile secondaire et de l'intense champ gravitationnel de l'étoile primaire produit une énorme quantité d'énergie dont une partie nous parvient sous forme de rayons X.
Classification
Les étoiles variables sont classées en deux grands groupes:Étoiles variables intrinsèques
Étoiles variables à éclipses