Etoiles variables intrinsèques

Les étoiles variables sont classées en deux grands groupes, eux-mêmes subdivisés en une multitude de sous-groupes portant généralement le nom d'une étoile qui les caractérise.

Les étoiles variables intrinsèques sont des étoiles dont les variations de luminosité sont provoquées par des changements de la structure même de l'étoile. Une étoile variable intrinsèque peut être rattachée à différents types suivant son comportement.

1. Variables pulsantes

Les étoiles pulsantes renferment la plus grande partie des variables. Ces étoiles présentent une variation périodique de leur volume : elles gonflent et rétrécissent de façon régulière, ce qui affecte leur luminosité et leur spectre. Les pulsations sont généralement séparées en pulsations radiales, où l'étoile entière gonfle et rétrécit dans son ensemble et en pulsations non-radiales, où une partie de l'étoile enfle pendant qu'une autre partie rétrécit.

Selon le type de pulsation et sa position dans l'étoile, il existe une fréquence fondamentale (ou fréquence naturelle) qui détermine la période de l'étoile. Les étoiles peuvent aussi pulser selon des harmoniques multiples de cette fréquence fondamentale. A certaines combinaisons particulières de température, de taille et de chimie interne les couches de matière bloquent en partie le rayonnement issu de la fusion nucléaire et s’échauffent, se dilatent puis redeviennent plus transparentes et se contractent en refroidissant. La force de rappel est la pression (modes acoustiques) ou la gravité.

Ces étoiles occupent des régions bien définies sur le diagramme d’Hertzprung-Russel :

Les céphéides constituent la majorité des variables pulsantes ; on en dénombre environ 800 dans notre galaxie. Ce sont des géantes ou supergéantes jaunes, jusqu’à 15 fois plus massives que le Soleil et de 100 à 30 000 fois plus lumineuses, dont l'éclat varie de 0,1 à 2 magnitudes selon une période bien définie comprise entre 1 et 135 jours. Elles ont été nommées d'après le prototype que constitue l'étoile δ de la constellation de Céphée. L’étoile Polaire est une céphéide.

On doit à Arthur Eddington (1926) une première explication des variations de luminosité. La partie externe de l'étoile se contracte et se dilate alternativement, du fait d'un déséquilibre auto-entretenu des forces liées à la pression du gaz et à la gravité. Ces mouvements s'accompagnent de changements de température responsables de la variation périodique de la luminosité. La période de variation d'éclat d'une céphéide représente environ deux fois le temps mis par une onde de pression pour se propager du centre de l'étoile à sa surface ; elle dépend de l'état du milieu traversé par l'onde et constitue de ce fait une source précieuse d'informations sur la structure interne de l'étoile.

Plus une céphéide est lumineuse et plus sa période de variation d'éclat est longue. Cette relation entre période et magnitude absolue permet de mesurer la distance qui nous sépare de l’étoile, jusqu’à 80 millions d’AL car les céphéides sont très brillantes. Grâce aux travaux d’Henrietta Leavitt et de l’astronome Edwin Hubble vers 1920, il a ainsi été possible de mesurer la distance des amas jusqu’aux galaxies proches.

Il y a d’autres types d’étoiles pulsantes : les variables de type Mira sont une classe d'étoiles caractérisées par des couleurs très rouges, des périodes de pulsation supérieures à 100 jours, et des amplitudes de luminosité supérieures à une magnitude. Ce sont des étoiles géantes rouges d’une à deux masses solaires se trouvant dans les dernières étapes de leur évolution stellaire (la branche asymptotique des géantes rouges « AGB »).

Les étoiles de type RR Lyrae ont une période de variation de luminosité relativement courte, comprise entre 0,2 et 1,1 jour. Ces étoiles de la séquence principale ont une masse d'environ la moitié de celle du Soleil. Elles varient de manière similaire aux céphéides, avec toutefois quelques différences : les RR Lyrae sont des étoiles relativement vieilles, dites de population II, de faible métallicité ; moins massives, elles sont donc plus nombreuses que les céphéides, mais moins lumineuses, et leur période est plus courte.

Type	Période	Variation (en magnitude)	Commentaire
Céphéide	1 à 70 jours		Relation étroite entre la période et la luminosité
Céphéide classique	1 à 70 jours	0,1 à 2	Céphéide avec une étoile de population I , très brillante, de masse 5 à 15 fois celle du Soleil
Céphéide de type II	1 à 70 jours		Céphéide avec une étoile de population II , plus âgée, de masse inférieure ou voisine de celle du Soleil
BL Herculis	1 à 4 jours		Sous-type de céphéide de type II
W Virginis	10 à 20 jours		Sous-type de céphéide de type II
RV Tauri	30 à 150 jours		Sous-type de céphéide de type II, présentant deux minima successifs distincts
Mira	80 à 1 000 jours	2,5 à 11	Géantes rouges en fin de vie ; la période peut varier très lentement
RR Lyrae	0,05 à 1,2 jours	0,3 à 2	Etoiles peu massives (0,5 Ms)
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
Semi-régulière	20 à 2 000 jours	variable	Géantes ou supergéantes dont les variations de luminosité, sans être erratiques, sont peu prévisibles

2. Variables par rotation

Les étoiles variables par rotation voient leur luminosité varier par la présence de vastes taches sombres ou claires à leur surface. Ainsi, lorsque l'étoile tourne sur elle-même, plus ou moins de lumière arrive jusqu'à nous.

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
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

3. Variables éruptives (anciennement appelées variables irrégulières)

Une étoile variable éruptive connaît une activité soutenue dans sa chromosphère ou sa couronne qui provoque des variations de luminosité impossibles à prévoir et qui peuvent s'accompagner d'un fort vent stellaire ou d'éjections de matière. Les principaux types de variables éruptives sont :

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	Supergéantes, diminution de luminosité causée par l'éjection de matière carbonée
RS Canum Venaticorum
S Doradus	Supergéantes 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

 Données issues de Wikipedia