Etoiles variables remarquables

Les étoiles variables sont des étoiles qui changent de luminosité rapidement ou de façon périodique, au regard de leur évolution beaucoup plus lente. Ces phénomènes intriguaient beaucoup les anciens, pour lesquels la « sphère des fixes » était immuable et éternelle.

1. Algol (l'étoile du diable)

 Algol (β Persei) est une étoile variable à éclipses de la constellation de Persée, de magnitude variant entre 2,3 et 3,5 tous les 2 jours et 21 heures environ. Vue depuis la Terre, Algol est une binaire à éclipses, même si elle est en fait un système stellaire composé de trois étoiles distant de 93 AL. Algol A et B sont très proches, à 7,5 millions de kilomètres soit 5% de la distance Terre-Soleil et tournent autour l'une de l'autre, sans jamais s'éclipser totalement, mais entrainant pendant 10 heures une importante baisse de luminosité de la sous-géante Algol B, qui est de type B8. Elle est d'ailleurs le prototype des variables de type Algol.

Éclipse d'Algol B (lumineuse) par Algol A, vu par l'interféromètre CHARA

Pendant l’éclipse, Algol est nettement moins brillante qu’Almach (Gamma And) toute proche et de même magnitude. La variabilité de la luminosité d'Algol était connue des Égyptiens, mais n'a été mesurée pour la première fois qu'en 1783 par l'astronome amateur britannique John Goodricke, lequel a proposé la bonne explication au phénomène.

Algol est passé non loin du Système solaire il y a 7,3 millions d'années. Il n'est pas exclu qu'elle ait pu perturber le nuage d'Oort en cette occasion, et provoquer un afflux de comètes vers le système solaire interne.

Étymologiquement, Algol dérive de l'arabe ra's al-ghoul رأس الغول : « la tête (ra's) de l'ogre ou du démon (al-ghoul) ». Pour les Grecs, l’étoile était l’œil de la gorgone Méduse qui changeait en pierre ceux qui croisaient son regard.

2. Sheliak (Beta Lyrae)

Beta Lyrae est un système d'étoiles binaire semi-détaché à éclipses constitué d'une étoile géante lumineuse bleue-blanche (B8II), Beta Lyrae Aa1 et d'une étoile secondaire probablement de type B, Beta Lyrae Aa2. Les deux étoiles sont assez proches pour que la matière de la photosphère de l'une soit attirée vers l'autre, donnant aux étoiles une forme ellipsoïdale. Beta Lyrae est le prototype de ce type de binaires à éclipse, dont les composantes sont si proches qu'elles sont déformées par leur attraction mutuelle (de manière mesurable).

La magnitude apparente de Beta Lyrae varie de +3,4 à +4,6 sur une période de 12,91 jours. Les deux composantes de l'étoile principale sont si proches qu'elles ne peuvent être résolues avec un télescope optique, formant une binaire spectroscopique. Elles se situent à 960 AL du Soleil.

Image de l’interaction des deux étoiles, résolue par l’interféromètre CHANDRA

En 2006, un relevé réalisé en optique adaptative a détecté un possible troisième compagnon, Beta Lyrae Ab, observé à une séparation angulaire de 0,54" et avec une magnitude différentielle de +4,53.

 3. Mira (la merveilleuse)

Mira (Omicron Ceti) est une étoile binaire de la constellation de la Baleine, constituée d'une géante rouge, Mira A, et une naine blanche, Mira B ou VZ Ceti. Mira A est aussi une étoile variable périodique et fut la première étoile variable découverte non issue d'une nova ou d'une supernova, à l'exception peut-être d'Algol. Hormis Eta Carinae, Mira est la plus brillante variable périodique dans le ciel qui ne soit pas visible à l'œil nu durant une partie de son cycle (magnitude apparente variant entre 3 et 10). 

Courbe de lumière visible de Mira, produite en utilisant l'outil générateur de courbe de lumière de l'AAVSO. La période est d’environ 13 mois. La variabilité vient des pulsations provoquées par la combustion d'une coquille d'hélium et d'hydrogène autour d'un cœur de carbone et d'oxygène en fusion.

On dénombre plusieurs milliers d'étoiles de type Mira dans notre galaxie et on en a même découvert dans le Grand Nuage de Magellan. Elles sont précieuses car comme les céphéides, elles servent à la détermination des distances grâce à une relation entre leur luminosité intrinsèque et leur période de variation.

Omicron Ceti est la désignation de Bayer de l'étoile. Elle a été nommée Mira (« merveilleuse » ou « surprenante » en latin) par Johannes Hevelius dans son Historiola Mirae Stellae in Collo Ceti (1662).

Il semble que la variabilité de Mira était connue dans l'ancienne Chine, Babylone ou dans la Grèce antique. Ce qui est certain c'est que cette variabilité a été observée par l'astronome David Fabricius à partir du 3 août 1596. Observant ce qu'il pensait être la planète Mercure, il avait besoin d'une étoile de référence pour comparer les positions et choisit une étoile de magnitude 3 non remarquée précédemment. Le 21 août cependant elle avait augmenté d'une magnitude, puis en octobre elle avait décru de nouveau. Fabricius supposa que c'était une nova, mais il la revit le 16 février 1609.

La distance de Mira est estimée à 300 AL environ. Des études en ultraviolet par le télescope spatial GALEX (Galaxy Evolution Explorer) de la NASA ont révélé que l'étoile perd de la matière de son enveloppe externe, créant une queue de 13 années-lumière de longueur, qui se serait formée pendant ces 30 000 dernières années. On pense que l'arc de choc de plasma-gaz compressé et chaud résultant du déplacement très rapide de Mira à travers son environnement (130 km/s) est la cause de cette perte de matière.

4. Delta Cephei (cépheide classique)

Delta Cephei (δ Cep) est un système d'étoiles quadruple de la constellation de Céphée.

L'étoile primaire du système, désignée Delta Cephei A, est le prototype des céphéides, un type d'étoile variable pulsante qui connaissent des variations périodiques de leur luminosité. Sa variabilité a été découverte par John Goodricke en 1784, ce qui en fait la seconde céphéide découverte après Eta Aquilae, un plus tôt dans la même année.

Les céphéides sont utilisées en tant que chandelles standard pour mesurer la distance des objets dans notre galaxie et dans les galaxies proches.

Courbe de luminosité de Delta Cephei : magnitude en fonction de la phase

À la différence d'Algol et de Sheliak, la variabilité de Delta Cephei A est due aux pulsations de l'étoile. Sa magnitude apparente varie de 3,5 à 4,3 et son type spectral fluctue également entre F5 et G3. La période est de 5,37 jours ; l'évolution vers le maximum est plus rapide que le déclin vers le minimum. Plus tard, on a découvert qu'il y a deux types de céphéides, et Delta Cephei est connue à ce jour comme étant de type I (classique).

On pense que les étoiles de ce type se forment avec des masses allant de 3 à 30 fois celle du Soleil, puis passent dans la séquence principale comme des étoiles de type B. Après que l'hydrogène de leur cœur se soit épuisé, ces étoiles instables ont à présent atteint un stade plus avancé de fusion nucléaire.

Delta Cephei est un système stellaire quadruple, composé de deux paires d'étoiles. Delta Cephei A, la supergéante orange (40 fois le diamètre du Soleil), possède un compagnon découvert en 2015 par la méthode des vitesses radiales. Il orbite selon une période d'environ 6 ans, à 890 AL de notre système.

Une composante visuelle, désignée Delta Cephei C et située à 41 secondes d'arc de Delta Cephei A, lui est probablement physiquement liée. Cette composante C est elle-même une binaire spectroscopique et/ou astrométrique. Son type spectral combiné correspond à celui d'une étoile bleue de type B7-8.

Les autres céphéides classiques les plus connues sont Eta Aquilae (magnitude apparente 3,6 - 4,2), Zeta Gemini (3,7 - 4,1) et… l’étoile polaire (1,9 - 2).

5. Rho Scuti (cépheide type II)

R Scuti est une étoile de la constellation de l'Écu de Sobieski. Il s'agit d'une supergéante jaune qui est également une étoile variable pulsante de type RV Tauri. Elle a été découverte en 1795 par Edward Pigott, à une époque où seules quelques étoiles variables étaient connues en tant que telles. Elle est située à une distance très approximative de ∼4 000 AL (∼1 230 pc) du Soleil, en se basant sur la parallaxe annuelle mesurée par le satellite Gaia.

R Sct est la plus brillante des étoiles variables de type RV Tauri, avec une magnitude apparente oscillant entre 4,2 et 8,6.

Les variables de ce type forment un sous-type de céphéides de type II, qui ont souvent des courbes de luminosité irrégulières, à la fois en amplitude et en période. R Scuti est extrême : elle possède l'une des périodes les plus longues connues des variables RV Tauri et sa courbe de lumière montre des séquences de variations erratiques. En-dehors de ces variations extrêmes, R Sct présente habituellement une période de 71 jours, où alternent des minima peu profonds et plus marqués, ces derniers se produisant donc tous les 142 jours.

Courbe de lumière de R Sct du 1er janvier 2009 au 24 novembre 2010 obtenue à partie des données de l'AAVSO. Vers le haut, l'étoile est plus lumineuse, alors que vers le bas elle est plus faible. Les jours sont exprimés en jour julien.

Le spectre de R Scuti est particulier, surtout quand l'étoile est la plus froide, autour de ses minima. En minimum profond, la majorité de son spectre correspond à celui d'une supergéante de type K précoce, mais il montre également des bandes d’oxyde de Titane TiO qui sont plus typiques d'une étoile de classe M (voir la page Spectroscopie/classes étoiles).

Son type spectral reconnu, qui est noté G0Iae-K2p(M3)Ibe, donne une bonne idée de la complexité de l'étoile. Sa température et son rayon varient tous les deux, avec une luminosité maximale qui correspond à sa température maximale. 

6. Cor Caroli (chiens de chasse)

Cor Caroli (Alpha Canum Venaticorum / α CVn) est une étoile double facilement séparable au télescope. Elle est l'étoile la plus brillante de la constellation des Chiens de chasse, située à environ 110 années-lumière du Système solaire.

 Son nom signifie Le Cœur de Charles en hommage au roi d'Angleterre Charles Ier. Selon la légende, en 1660 l'étoile serait apparue au fils de Charles Ier (Charles II) extrêmement brillante. Son père ayant été exécuté en 1649, il associera cette étoile à l'âme de son défunt père. Mais c'est Edmund Halley, astronome royal, qui en 1725 nomme officiellement cette étoile Cor Caroli.

Il s'agit d'une étoile binaire, la composante principale du couple (α2, Cor Caroli elle-même) est une étoile variable, prototype d'une classe de variables appelées variables de type α2 Canum Venaticorum. Ces étoiles possèdent un champ magnétique très puissant, provoquant vraisemblablement l'apparition de taches stellaires énormes. Ces taches, réparties irrégulièrement, seraient la cause des variations de luminosité de ce type d'étoiles au cours de leur rotation.

La magnitude apparente de Cor Caroli varie de +2,84 à +2,94, au cours d'un cycle qui dure 5,47 jours.

Le compagnon de Cor Caroli (α1) est beaucoup moins lumineux, avec une magnitude de +5,5, et est de type spectral F2V. Il est séparé de la composante principale par 19,3 secondes d'arc.

7. Eta Carinae (constellation de la Carène)

Eta Carinae (η de la Carène) est un système stellaire comprenant au moins deux étoiles, avec une luminosité totale dépassant cinq millions de fois celle du Soleil. Le système se situe à environ 7 500 années-lumière dans l'hémisphère austral, il n'est visible que depuis les latitudes en-dessous du 30e parallèle Nord.

 

Anciennement une étoile de magnitude 4, l'étoile est devenue soudainement plus brillante en 1837, ce qui marque le début de la Grande Éruption. Eta Carinae devint alors la deuxième étoile la plus brillante du ciel (mag -1) du 11 au 14 mars 1843 avant de diminuer jusqu’à ne plus être visible à l’œil nu en 1886. Lors d'une éruption de moindre intensité (la Petite Éruption), l'étoile atteignit la sixième magnitude en 1892 avant de pâlir à nouveau. L'étoile augmente en luminosité depuis environ 1940, devenant plus brillante que la magnitude 4,5 en 2014.

Les deux étoiles principales du système Eta Carinae ont une orbite excentrique d'une période de 5,54 ans. L'étoile principale, Eta Carinae A, est une étoile variable lumineuse bleue dont la masse était initialement de 150 à 250 masses solaires et qui a déjà perdu au moins trente masses solaires. Eta Carinae A est à ce titre l'une des étoiles les plus massives actuellement connues. Il est prévu que cette étoile explose en supernova dans le futur proche (à l'échelle astronomique). L'étoile secondaire, Eta Carinae B, est chaude et aussi très lumineuse. Il s'agit probablement d'une étoile de type spectral O de 30 à 80 fois la masse du Soleil.

Le système est fortement obscurci par la nébuleuse de l'Homoncule, constituée de matière éjectée par l'étoile primaire lors de la Grande Éruption.

8. Ez Canis majoris

EZ CMa est une étoile Wolf-Rayet (type WN4) située à environ 5 000 AL de la Terre dans la constellation du Grand Chien. Sa magnitude varie entre 6,71 et 6,95 en 3,77 jours ; elle est facile à trouver près de l’étoile omicron 1 CMa, une géante rouge variable irrégulière (magnitude 3,8 à 4).

EZ CMa est l’une des étoiles Wolf Rayet les plus brillantes du ciel : très massive (23 Ms) et très chaude (89000 K), elle est entourée d'une bulle de vent stellaire. Cette bulle désignée sous le nom de Sharpless 2-308 ou « nébuleuse du dauphin », fait environ 60 AL de diamètre et serait âgée de 70 000 ans.

La variation du spectre de EZ Canis Majoris est probablement due à des effets de surface ; cependant, certains chercheurs pensent qu'il pourrait s'agir d'un système binaire, avec pour compagnon une étoile à neutrons très proche qui complèterait une orbite autour de l'étoile Wolf-Rayet durant la période de variation.

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