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Variables éruptives

 

Les variables éruptives sont un groupe d'objets peu homogènes. Les raisons de leur comportement peuvent être uniques, sans rapport avec d'autres variables éruptives, ou dans certains cas elles sont mal définies ou mal comprises. En fait, plusieurs étoiles étiquetées comme irrégulières dans le GCVS (General Catalog Variables Stars) peuvent en fait être assignées à d'autres classes d'étoiles une fois qu'elles sont mieux comprises.

 

 

Les jeunes objets stellaires (YSO - Young Stellar Objects)

Que ce soit à partir d'une nébuleuse ou d'un objet Herbig-Haro, les étoiles sont nées du gaz d'un nuage moléculaire géant dans le milieu interstellaire se contractant dans une proto-étoile. Au cours de cette phase de séquence pré-principale de leur évolution, la variabilité peut se produire en raison d'instabilités dans leurs disques d'accrétion. YSO peut être utilisé comme un terme général pour décrire toutes ces étoiles de séquence pré-principale, ou il peut se référer à une étoile de séquence pré-principale de type inconnu.

 

Modèle de naissance stellaire et planétaire

 

 

 

Classement de l'évolution des proto-étoiles



Les astronomes classent ces astres en quatre classes, 0, I, II et III, selon l'intensité du rayonnement infrarouge émis par l'étoile. Plus le rayonnement infrarouge est élevé, plus l'étoile est entourée de matière froide, ce qui indique qu'elle en est encore au stade de l'effondrement gravitationnel.

 Un aperçu graphique des quatre étapes de l'évolution des proto-étoiles est présenté à gauche (thèse d'Andrea Isella, 2006).(http://www.astro.caltech.edu/~isella/home_files/Thesis.pdf)

 

Les objets de classe 0 n'ont que quelques milliers d'années et sont caractérisés par un noyau central très intégré dans une enveloppe d'accrétion beaucoup plus grande. Le processus de fusion nucléaire n'a pas encore commencé. Elle est donc pas détectable.

 

La masse du noyau central se développe dans les objets de classe I et un disque d'accrétion circumstellaire aplati se développe ainsi que les réactions de la fusion. Autour de l'étoile, gaz et poussières sont toujours présents de sorte qu'il est difficile d'en suivre son évolution, sauf pour l'infrarouge et la radio-astronomie.

 

Pour les objets de classe II, la majeure partie du matériel circumstellaire se trouve maintenant dans un disque de gaz et de poussière.

 

Enfin, pour les objets de classe III, l'émission du disque devient négligeable et le SED ressemble à une photosphère stellaire pure. Quelques proto-planètes peuvent déjà commencer à s'y former.

Les étoiles de type T Tauri (TTS) sont des étoiles très jeunes et légères, de moins de 10 millions d'années et de moins que 3 masses solaires. Une T Tauri subit encore les effets gravitationnels durant son évolution pour devenir une étoile de la séquence principale de faible masse, comme le Soleil.

Les étoiles de type T Tauri ne sont trouvées que dans des nébuleuses ou des grappes de très jeunes étoiles. Elles ont des spectres à basse température (type G à M) avec des lignes d'émission fortes et de larges lignes d'absorption.

Elles ont souvent de grands disques d'accrétion laissés par la formation stellaire. Leur caractère erratique et les changements de luminosité peuvent être dus à des instabilités dans le disque, à leur activités violente, dans leur atmosphère stellaire, leur développement ou des éclipses de nuages ​​de gaz et de poussière qui bloquent parfois la lumière de ces étoiles.

Deux grands types de Tauri Ta sont reconnus. Ces deux classes sont différenciées par les caractéristiques de leurs spectres électromagnétiques : les étoiles T Tauri classiques (CTTS) et les T Tauri étoiles "Weak-lined" (WTTS).
Les étoiles T Tauri classiques ont des disques étendus qui se traduisent par de fortes lignes d'émission.
Les autres étoiles T Tauri "Weak-lined" (WTTS) sont entourées soit par un disque très faible, soit par aucun.

Les étoiles T Tauri plus faibles (WTTS) sont d'un intérêt particulier, car elles fournissent aux astronomes un regard sur les premiers stades de l'évolution stellaire non encombré par des matériaux nébuleux. Une partie de la matière manquante du disque d'acrétion  peut avoir été utilisée dans la fabrication de certains objets planétésimaux (proto-planètes), à partir de laquelle des planètes pourraient éventuellement se former.

Selon une estimation, environ 60% des étoiles T Tauri plus jeunes que 3 millions d'années peuvent posséder des disques de poussières, contre seulement 10% des étoiles qui ont 10 millions d'années.

 

Lectures recommandées  :
Le trapèze, BM Orionis et les jeunes objets stellaires
http://www.aavso.org/vsots_bmori

T Tauri
http://www.aavso.org/vsots_ttau

Le comment et le pourquoi des YSOs!
http://www.starman.co.uk/ysosection/whatandwhy.php
http://www.starman.co.uk/ysosection/whatandwhy2.php

 

Ce concept d'artiste montre un jeune objet stellaire
et le disque tourbillonnant d'accrétion l'entourant.
NASA / JPL-Caltech

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Les variables FU Orionis (FUORs) sont des YSO comme les étoiles T Tauri. Elles sont les étoiles ayant la plus grande amplitude de variation dans ce groupe « d’enfants stellaires ». Elles se caractérisent par une augmentation progressive de la luminosité de 4-6 magnitudes et peuvent alors se stabiliser à la luminosité maximale pendant des années ou accusent une lente baisse d'intensité. 

Le prototype FU Ori est devenu célèbre en 1937 quand l’objet qui était obscur et qui avait une magnitude de 16.5, a soudainement augmenté jusqu’à une magnitude de 9.6 et y est resté stable depuis. Il a réalisé un record de 6 magnitudes dans une période de moins d’une année (100 à 200 jours). Une nébuleuse à réflexion similaire accompagne aussi tous les FUOR connus.


Lecture recommandée :
VSOTS- FU Orionis :  http://www.aavso.org/vsots_fuori
"The Furor Over FUOrs" : http://simostronomy.blogspot.com/2010/11/furor-over-fuors.html

 

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Les EXors (EXOR), nommés d'après l'étoile EX Lupi, sont des étoiles éruptives de type T Tauri qui montrent des éclats épisodiques de quelques magnitudes sur des échelles de plusieurs mois ou plus. Leurs éruptions sont attribuées à l'augmentation temporaire de l'accrétion d'un disque circumstellaire vers l'étoile en formation. Ces explosions sont moins lumineuses que les explosions de FUOR et peuvent se répéter. Elles forment une sous-classe des variables T Tauri.

 

Courbe de lumière historique AAVSI de EX Lupi

 

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Le groupe des UXor (UXOR) est un sous-ensemble des étoiles variables Herbig-Ae, des étoiles de pré-séquence principale de masse intermédiaire, nommée d'après l'étoile prototype UX Orionis. La nature des UXORs fait l'objet d'un débat en cours mais l’une des théories actuelles est qu'elles sont de jeunes systèmes vus à travers leur environnement circumstellaire qui obscurcit parfois l'étoile centrale. Leurs courbes de lumière sont donc caractérisées par des variations irrégulières sur des échelles de temps, et parfois des changements moyens sur des échelles de temps plus longues, et des épisodes irréguliers de minima profond.

 

Courbe de lumière UX Orionis - AAVSO

 

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Les étoiles de type UV, comme l’étoile prototype UV CET, sont des étoiles montrant des éclairs lumineux, jusqu'à plusieurs magnitudes, qui se produisent en quelques secondes et s'apaisent aussi en quelques secondes ou minutes. Ces changements de luminosité peuvent être en effet très importants : en 1952, UV CET augmenta de 75 fois sa magnitude en seulement 20 secondes. Ces étoiles sont généralement des naines rouges de type spectral K Ve à M Ve.

L'amplitude est considérablement plus grande dans la région spectrale ultraviolette. La lumière maximale est atteinte en quelques secondes ou dizaines de secondes, comme après le début d'une fusée éclairante. L'étoile revient ensuite à sa luminosité normale en quelques minutes ou plusieurs dizaines de minutes. (Référence : AAVSO/vsx)

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Les étoiles de type Gamma Cas (GCAS) sont des variables irrégulières, en rotation rapide et de type spectral O, B ou A, qui possèdent un renflement à l'équateur.
Ceci combiné à une forte luminosité, il en résulte une perte de matière qui forme un disque autour de l'étoile. Les émissions et les variations de luminosité sont probablement créées par ce disque. La formation d'anneaux ou de disques équatoriaux s'accompagne d'un éclaircissement ou d'un évanouissement temporaire d'une amplitude allant jusqu'à 1,5.

Lecture recommandée :
Voir VSOTS: Gamma Cassiopeia et les Be Stars

http://www.aavso.org/vsots_gammacas
https://fr.wikipedia.org/wiki/Gamma_Cassiopeiae

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Les étoiles de Doradus (SDOR) sont également connues sous le nom de « Light Blue variables » (LBV). Ce sont des étoiles extrêmement lumineuses dont les variations ont lieu sur des échelles de temps de jours à des décennies. S Doradus est l'étoile la plus lumineuse des Nuages de Magellan. Les membres les plus brillants de notre galaxie comprennent P Cygni et Eta Carinae. Bien que rares, parce qu'elles sont si lumineuses, elles peuvent être vues à de grandes distances, ce qui les rend intéressantes et utiles aux astronomes.

 

Cette courbe de lumière représente la luminosité visuelle apparente de l'Eta Car depuis 1822 à jour. Il est basé sur les références données par Fernández-Lajús et al. (2009, A & A, 493, 1093) et les présentes observations. Il contient des estimations visuelles (grands cercles), photographiques (carrés), photoélectriques (triangles) et CCD (petites Cercles) par différents filtres visuels et systèmes photométriques. Tous ont été adaptés pour la cohérence de l'ensemble des données. Les points rouges sont des observations de La Plata (Feinstein 1967; FernándezLajús Et coll. 2009a, 2009b, 2010). Les nouvelles données CCD obtenues de RXTE Star Tracker ont été tracées pour compléter l'écart dans la courbe de lumière avant 2003 (Craig Markwardt & Mike Corcoran, communication privée, 2009).

Lecture recommandée :
VSTOTS- Eta Carinae
http://www.aavso.org/vsots_etacar

Eta Carinae, une énigme aux yeux nus :
http://simostronomy.blogspot.com/2009/12/eta-carinae-naked-eye-enigma.html

 

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Les étoiles R Corona Borealis (RCB) sont différentes de toutes les autres classes de variables, et bien généralement qu'incluses dans la catégorie des variables éruptives, elles méritent probablement leur propre distinction.

RCB sont un petit groupe de supergéantes riches en carbone et pauvres en hydrogène qui diminuent de luminosité de façon imprévisible et rapide jusqu'à 9 magnitude, et restent à leur minimum ou près de leur minimum pendant plusieurs semaines ou mois, voire des années dans certains cas. Il est généralement admis que ces déclins sont le résultat de la formation d'un nuage de suie carbonisée qui obscurcit la photosphère stellaire et que cette condensation a lieu dans la matière qui a été éjectée de la surface stellaire vers l'observateur.

Certaines RCB présentent des variations plus ou moins régulières qui peuvent être interprétées comme des pulsations. Les amplitudes de ces changements sont faibles, de l'ordre de quelques dixièmes de magnitude, et ont des périodes d'environ 30 jours à 150 jours. Ces pulsations ne semblent ne pas avoir de rapport avec les épisodes obscurcissants, ils ont été observés à plusieurs reprises.

Les RCB sont intrigantes parce qu'elles remettent en question nos modèles de structure stellaire et évolution. Au début, on pensait que ces étoiles étaient très évoluées après l'AGB*, mais la plupart des scénarios ne permettent pas d'expliquer l'abondance de leurs taux d'hydrogène ou de retracer leur évolution dans AGB (Asymptotic Giant Branch)*.
(* https://fr.wikipedia.org/wiki/Branche_asymptotique_des_géantes)




Autres lectures:

Corona Borealis
http://www.aavso.org/vsots_rcrb

Nord R Cor Bors: le meilleur, le moins et l'inconnu
http://simostronomy.blogspot.com/2011/10/northern-r-cor-bors-good-boring-and.html

«CHRONOLOGIE DE LA FORMATION DU SYSTÈME SOLAIRE» Par Marc CHAUSSIDON
http://www.planetastronomy.com/special/2017-special/08mar/Chaussidon-SAF.htm


Fiche de Eddy Szczerbinski
http://www.faaq.org/bibliotheque/naissancedesetoiles.pdf

Travaux de Gilbert St-Onge et Lauraine Morin
http://iopscience.iop.org/article/10.1086/524649/pdf;jsessionid=
http://astrosurf.com/stog/Travaux-Recherches-%c9tudes/xrytau_1/ryt_francais_page1.htm

PV CEPHEI: YOUNG STAR CAUGHT SPEEDING?
http://iopscience.iop.org/article/10.1086/383139/pdf

LBT/LUCIFER near-infrared spectroscopy of PV Cephei
https://arxiv.org/abs/1304.6267

 * 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.