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Classification des variables à éclipses

 

Les variables à éclipses (E) sont des binaires proches l'une de l'autre, dont le plan orbital coïncide avec notre ligne de visée. Quand une étoile passe devant l'autre, elle éclipse la lumière de la précédente et provoque une baisse de luminosité lors de son passage. Lorsque  l'étoile la plus faible passe devant l'étoile la plus intense, puisqu'elle cache son flux, c'est l'éclipse primaire. Par la suite, l'étoile la plus brillante peut également passer devant la plus faible, ce qui entraîne une éclipse secondaire. Le laps de temps entre les éclipses primaires est égal à la période orbitale du système.

 

Crédit: AAVSO

 

Les systèmes binaires sont intéressants pour de nombreuses raisons. On évalue que plus de la moitié de toutes les étoiles sont en fait, des systèmes binaires ou multiples et leurs origines ne sont toujours pas bien connus. Il y a probablement plusieurs scénarios différents par lesquels ces systèmes peuvent avoir été créés. Le fait que les éléments des systèmes binaires à éclipses sont à proximité les uns des autres peut considérablement affecter la façon dont les étoiles individuelles évoluent. Les courbes de lumière des binaires écliptiques donnent des indices importants pour déterminer les propriétés physiques, telles que leur taille, leur masse, la luminosité et la température des composants stellaires.

 


Algol Aa2 orbite autour de Algol Aa1.  [1]
Cette animation a été réalisée à partir de 55 images de l'interféromètre CHARA dans la bande H proche infrarouge, triées en fonction de la phase orbitale.
Parce que certaines phases ne sont pas couvertes dans l'animation, Aa2 apparaît de façon intermettente.
https://en.wikipedia.org/wiki/Algol

 

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Les variables Algol (EA) sont des systèmes éclipsants contenant des sphères ou des composants légèrement ellipsoïdaux. Les moments précis du début et de la fin des éclipses sont bien définis par leurs courbes de lumière. Il faut aussi noter que les éclipses secondaires peuvent être absentes. Leurs profils de courbe de lumière est essentiellement plat entre les éclipses, et peut faire varier légèrement en raison de la forme écliptique ou physique la variabilité des composants, ou en raison des effets de réflexion.
Les périodes orbitales vont de 0,2 à plus de 10 000 jours, et les amplitudes de variation peuvent atteindre plusieurs magnitudes.

*Effet de réflexion
Si l'axe de deux étoiles s'écarte très étroitement de notre point de vue, une partie de l'énergie de chaque étoile influencera celle de sa compagne, sera absorbée et ensuite réémise. La partie de l'étoile face à sa compagne est plus chaude et donc légèrement plus brillante que la partie tournée vers l'extérieur. Appeler ce phénomène «réflexion» est quelque peu trompeur. L'effet est le plus révélateur est juste avant l'éclipse de l'étoile plus froide et donc plus pâle. Le résultat produit des "épaules" dans la courbe de lumière de l'éclipse secondaire.

 


Une courbe lumineuse de type Algol (EA) (Crédit: AAVSO)

 


https://fr.wikipedia.org/wiki/Étoile_variable_de_type_Algol [2]

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Les variables de type Beta Lyrae (EB) sont des variables à éclipses contenant aussi des composants ellipsoïdaux. Les temps exacts d'apparition et de fin de l'éclipse sont impossibles à déterminer, car la luminosité du système varie en permanence. Il y a toujours des minima secondaires. La profondeur de ces éclipses secondaires est d'habitude considérablement moins profonde que l'éclipse primaire. Leurs périodes sont principalement plus longues que 1 jour et l'amplitude des changements de lumière peut être aussi grande que 2 magnitudes en filtre V. Les étoiles dans le système sont généralement les types spectraux B et A.

Il est intéressant de mentionner ici que le type Beta Lyrae est un cas si bizarre qu'elle ne devrait pas être le prototype de n'importe quelle classe d'étoiles variables.

Beta Lyrae : 

"The current picture of Beta Lyrae is that it is an eclipsing binary in a stage of mass transfer between the components. The mass-losing star is a B6-8II object, with a mass of about 3 M(sun), which is filling its Roche lobe and sending material towards its more
massive companion at a rate of about 2 × 10-5 M(sun) yr-1. This leads to the observed rapid increase of the orbital period at a rate of 19 seconds per year. The mass-gaining star is as early B star with a mass of about 13 M(sun).

It is completely hidden inside an opaque accretion disk, jet-like structures, perpendicular to the orbital plane and a lightscattering halo above the poles of the star.The observed radiation of the disk corresponds to an effective temperature which is much lower than what would correspond to an early B star. The disk shields the radiation of the central star in the directions along the orbital plane and redistributes it in the directions perpendicular to it. That is why the mass-losing star appears the brighter of
the two in the optical region of the spectrum.

At present, rather reliable estimates of all basic properties of the binary and its components are available. However, in spite of great progress in understanding the system in recent years, some disagreement between the existing models still remains."

(Extrait de Harmanec, P. (2002) ‘The ever-challenging emission line binary Beta Lyrae’, AN, 323, 87-98.)
http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/1521-3994(200207)323:2%3C87::AID-ASNA87%3E3.0.CO;2-P/abstract

 

Bref... Elles sont facinantes! 

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 Les variables de type W Ursae Majoris (EW) sont des variables à éclipses contenant aussi des composants ellipsoïdaux, mais elles sont presqu'en contact alors qu'ils orbitent autour d'un centre de masse commun. Comme les EB (Beta Lyrae), les temps exacts d'apparition et de fin de l'éclipse sont impossibles à déterminer, car la luminosité du système varie en permanence. Les profondeurs des éclipses primaires et secondaires sont presque égales. Les périodes orbitales sont habituellement inférieures à un jour et les amplitudes de variabilité sont typiquement inférieures à 0,8 de magnitude en filtre V. Les composantes sont généralement des types spectraux F et G.[3]

 


Courbe de lumière d'une variable typique du type W Ursae Majoris (EW) (Crédit: AAVSO)



* KIC 9832227 est un bon exemple.

 

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 Les variables transitoires (EP) des exoplanètes sont des étoiles dont la variation de lumière infinitésimale est provoquée par l'éclipse d'une ou de plusieurs de ses planètes qui transitent entre l'étoile et notre point de vue. Un article sur les suivis des transits d'exoplanètes sera bientôt disponible.

 

La courbe lumineuse d'une exoplanète transitant devant son étoile mère, WASP-19b
Crédit d'image: TRAPPIST / M. Gillon / ESO

 

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Lobe de Roche 

Les schémas de classification moderne des binaires, y compris des binaires à éclipses, sont basés sur les concepts de lobe de Roche et des points de Lagrange. Le potentiel de Roche tient compte à la fois de la force de gravitation et de la force centrifuge. Les lobes de Roche sont ainsi désignés en l'honneur de l'astronome et mathématicien français Édouard Roche qui introduisit cette notion en 1873.[4]

Les binaires détachées sont des systèmes où les deux composants sont bien dans leurs lobes de Roche. Les étoiles restent presque sphériques et la distorsion de l'effet de marée est minime.

Les binaires semi-détachées sont des systèmes où une étoile remplit son lobe de Roche et est déformée. Il y a probablement perte de masse par l'accrétion au point Lagrange intérieur de son étoile compagne.

Les binaires de contact se produisent lorsque les deux étoiles remplissent leurs lobes de Roche et sont essentiellement en contact les unes avec les autres. Dans certains cas, une enveloppe commune de matière qui annulent la distinction entre les étoiles individuelles peut également entourer la paire. Celles-ci sont souvent appelés enveloppe commune ou binaires de contact.

 


Diagrammes de la géométrie de Roche de différents systèmes binaires

 

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Lectures suggérées:

[1] Étoiles de type Algol
http://www.physics.sfasu.edu/astro/ebstar/ebstar.html
https://en.wikipedia.org/wiki/Algol
https://fr.wikipedia.org/wiki/Étoile_variable_de_type_Algol

Http://www.aavso.org/vsots_betaper

[2]Type Beta Lyrae
https://fr.wikipedia.org/wiki/étoile_variable_de_type_Beta_Lyrae

[3]VSOTS W Ursae Majoris (EW)

http://www.aavso.org/vsots_wuma

[4]Lobe de Roche
https://fr.wikipedia.org/wiki/Lobe_de_Roche
http://www.cosmovisions.com/lobedeRoche.htm

 * La Source de ce texte est une traduction adaptée du livre "Variable Star Classification and Light Curves Manual 2.1" de l'AAVSO.
    Il a été traduit et adapté avec leurs permissions et est aussi référé par eux.