Classification des variables à éclipses
Les variables à éclipses (E) sont des binaires proches 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 du passage de son. 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. Les tours du 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 peuvent 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 peuvent 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 également des composants ellipsoïdaux. Les temps exacts d'apparition et de fin de l'éclipse sont impossibles à déterminer, la luminosité du système varie en permanence . Il y a toujours des minima secondaires. La profondeur de ces éclipses secondaires est d'habitude rendues moins profondes 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:
"L'image actuelle de Beta Lyrae est qu'il s'agit d'un binaire éclipsant dans une étape de transfert de masse entre les composants. L'étoile qui perd de la masse est un objet B6-8II, avec une masse d'environ 3 M (soleil), qui se remplit son lobe de Roche et l'envoi de matériel vers son
compagnon plus massif à un rythme d'environ 2 × 10-5 M (soleil) an-1, ce qui conduit à l'augmentation rapide observée de la période orbitale à un rythme de 19 secondes par an. l'étoile qui gagne en masse est la première étoile B avec une masse d'environ 13 M (soleil).
Il est complètement caché à l'intérieur d'un disque d'accrétion opaque, de structures en forme de jet, perpendiculaires au plan orbital et d'un halo diffuseur de lumière au-dessus des pôles de l'étoile.Le rayonnement observé du disque correspond à une température effective bien inférieure à celle qui correspondrait à une ancienne étoile B. Le disque protège le rayonnement de l'étoile centrale dans les directions le long du plan orbital et le redistribue dans les directions perpendiculaires à celle-ci. C'est pourquoi l'étoile qui perd de la masse apparaît comme la plus brillante des
deux dans la région optique du spectre.
À l'heure actuelle, des estimations assez fiables de toutes les propriétés de base du binaire et de ses composants sont disponibles. Cependant, malgré de grands progrès dans la compréhension du système ces dernières années, un certain désaccord subsiste entre les modèles existants. "
(Extrait de Harmanec, P. (2002) `` The ever-challenge 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 également des composants ellipsoïdaux, mais elles sont presqu'en contact alors qu'elles orbitent autour d'un centre de masse commun. Comme les EB (Beta Lyrae), les temps exacts d'apparition et de fin d'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 réduites à un jour et les amplitudes de variabilité sont typiquement réduites 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 décrits 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 introduit cette notion en 1873. [4]
Les binaires détachés 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-détachés sont des systèmes où une étoile remplit le 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 appelées 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 plusieurs des textes sont 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.