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Variables pulsantes


D'entrée de jeu, il faut différencier deux types de pulsations : radiale et non radiale.

Quand on parle de la pulsation radiale, on parle de la dilatation et de la contraction sphériques et symétriques des couches extérieures d'une étoile. Visuellement, c'est comme si vous souffliez un ballon, puis laissez sortir l'air lentement. Le volume du ballon (ou étoile) augmente et diminue cycliquement.

*Les grandes variables pulsantes varient ainsi d'amplitude – les Céphéides, Miras et RR Lyrae – pulsent principalement en mode radial.

 

La pulsation est non radiale lorsque l'étoile change de forme, mais pas de volume. Imaginez notre ballon rempli d'eau. Si vous le prenez par une extrémité et le serrez, le ballon rétrécit sous la pression de vos doigts et se dilate vers l'extérieur à l'autre extrémité. Cependant, il conserve toujours la même quantité d'eau. Le volume n'a pas changé, seulement la forme.

La pulsation non radiale tend à produire des amplitudes de variation plus petites, telles que l'on constate pour les étoiles B et les naines blanches. Certaines étoiles comme Beta Cephei et Delta Scuti vibrent en mode radial et non radial, les deux types peuvent donc se retrouver chez les mêmes étoiles.

 

Les Céphéides
L’explication de la pulsation des céphéides, et d'autres types de variables similaires réside dans le phénomène appelé "la valve d'Eddington". L'hélium est le gaz qui rend possible ce travail. C'est pourquoi il est présent dans les étoiles généralement plus vieilles. Elles ont utilisé tout leur hydrogène et brûlent maintenant de l'hélium dans leurs enveloppes extérieures.

L'hélium doublement ionisé est plus dense que l'hélium ionisé simple. Puisque le rayonnement du noyau stellaire ne peut pas s'échapper efficacement, il est absorbé et provoque encore plus d'ionisation. Plus l'hélium est chauffé, plus il devient ionisé. Ainsi, à la période la plus sombre du cycle d'une céphéide, le gaz ionisé dans les couches extérieures est chauffé par le rayonnement de l'étoile et, en raison de la température accrue, l’étoile commence alors à se dilater. Lorsqu'elle se dilate, la couche se refroidit, devenant moins ionisée et donc plus transparente, permettant alors au rayonnement de s'échapper. Puis l'expansion s'arrête et la contraction se stabilise en raison de l'attraction gravitationnelle de l'étoile. Et... Le processus se répète ensuite.

Certaines variables pulsantes sont très strictement périodiques et aussi prévisible et régulières qu'une horloge. D'autres étoiles pulsantes le sont moins, tandis que d'autres ne sont que semi-régulières. En fait, c'est ce que nous appelons des variables semi-régulières!

Les Céphéides classiques (DCEP) sont de couleur jaune vif, très lumineuses, supergéantes et pulsantes. Leurs amplitudes vont de quelques centièmes à deux magnitudes en filtre V et leur période de 1 à 135 jours. Leur variabilité est strictement régulière et sur de très longues périodes. À leur périodes maximale, leur type spectral  est F et aux périodes les plus courtes, de G à K pour les plus longues. Plus une céphéide est lumineuse, plus sa période de variation d'éclat est longue.

 

 Les Céphéides classiques sont probablement les variables pulsantes les plus célèbres et les plus importantes. Elles sont lumineuses, nombreuses et ont généralement de grandes amplitudes, de sorte qu'elles sont facilement visibles aux astronomes dans toute notre galaxie et peuvent même être observées dans d'autres galaxies dans notre groupe local, comme le nuage de Magellan, M31 et M33. En raison de la relation bien connue période-luminosité, elles ont été utilisées comme les bougies standard sur lequel notre connaissance des distances dans l'Univers a été construite.

 

 

 

Voir aussi VSOTS Delta Céphéide
Http://www.aavso.org/vsots_delcep



Les céphéides de Type II pulsent pour les mêmes raisons que les céphéides classiques et il est difficile de les distinguer seulement par leurs courbes de lumière. Leur nature physique et leur histoire évolutive sont tout à fait différentes. De population II, ces céphéides sont plus âgées et ont de faibles masses, de 0,5 à 0,6 masse solaire. Elles ont tendance à résider à l'écart du disque de la galaxie et ont des concentrations en métaux inférieures à celles des Céphéides classiques, ce qui en fait des « fossiles » importants de la première génération d'étoiles de notre galaxie. Les céphéides de type II obéissent à une relation période-luminosité différente.  Comme pour les céphéides classiques, leur type spectral est F à leur maximum de lumière et à leur minimum, elles varient de G à K.

Une fois que cette erreur a été découverte et le P-L pour les céphéides a été réétalonnée dans les années 1950, l'échelle des distances de l'Univers a été doublée!

 

Les étoiles de type W Virginis (CW) varient avec des amplitudes de 0,3 à 1,2 magnitude dans V, et ont des périodes allant de 0,8 à 35 jours. Les courbes de lumière des étoiles CW présentent parfois des bosses sur la branche descendante de la courbe de lumière, ou on voit parfois un large maximum plat.

 

Les variables de type W Virginis sont encore subdivisées en CWA et CWB. CWA ont des périodes de plus de 8 jours, et la CCB, également connue sous le nom d'étoiles de type BL Herculis, des périodes inférieures à 8 jours.

La courbe de lumière ASAS progressive de BL Herculis

 

Recommandations supplémentaires:
VSOTS W Virginis
http://www.aavso.org/vsots_wvir

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Les étoiles RV Tau sont des étoiles supergéantes jaunes dont les courbes de lumière présentent des minima profond et superficiel en alternances. La période entre un minimum profond et le suivant varie de 30 à 150 jours. L'amplitude de la variabilité peut être de 3 à 4 magnitudes en filtre V. Comme les céphéides classiques, leur type spectral est F à leur maximum de lumière et à leur minimum, elles varient de G à K.

Ils sont subdivisés en types RVA et RVB. Les RVA sont celles qui ne varient pas en amplitude moyenne (exemple: AC Her). RVB sont les étoiles RV Tau qui varient en amplitude moyenne jusqu'à 2 magnitudes en V, avec des périodes de 600 à 1500 jours. (Exemples: RV Tau, DF Cyg)

Lecture fortement recommandée:
VSOTS RV Tauri
http://www.aavso.org/vsots_rvtau

 

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Les étoiles RR Lyr sont des variables pulsantes rapides avec des périodes allant de 0,1 à 1 jour et des amplitudes jusqu'à 1,5 de magnitude en filtre V. Elles sont de type spectral A5 à F5 et ont des masses égales à environ ½ masse solaire. Ce sont de vieilles étoiles qui ont épuisé presque tout l'hydrogène dans leur noyau et brûlent maintenant de l'hélium. RR Lyraes sont nombreuses dans certains amas globulaires, et à un moment donné ont été surnommées « variables des amas ». Elles sont importanes en astronomie de la même manière que les Céphéides, en ce qu'elles nous aident à étalonner la distance aux objets dans l'Univers.

En 1916, Harlow Shapley a découvert que la courbe lumineuse de RR Lyrae était modulée à la fois en amplitude et en courbe, avec une période d'environ 41 jours. Cette modulation est devenue connue sous le nom d'effet Blazhko, dont l'explication reste l'un des mystères à résoudre en astrophysique.

Lectures suggérées:
VSOTS RR Lyrae
http://www.aavso.org/vsots_rrlyr
http://physique.unice.fr/sem6/2013-2014/PagesWeb/PT/Lyrae/cestquoieffetblazhko.html
https://fr.wikipedia.org/wiki/%C3%89toile_variable_de_type_RR_Lyrae

Courbe de lumière de AR démontrant la modulation dans la courbe de lumière de cette étoile connue de RR Lyrae


Les étoiles de type RR Lyr sont divisées en sous-classes RRAB, RRC et RRD.

RRAB sont des variables avec des courbes de lumière asymétriques, affichant des branches ascendantes raides. Elles ont des périodes de 0,3 à 1,2 jour et des amplitudes allant de 0,5 à 2 magnitudes dans le spectre V.

Une excellente courbe de lumière représentative d'une étoile RRAB

 

RRC sont des variables avec des courbes de lumière presque symétriques. Les périodes vont de 0,2 à 0,5 jour et des amplitudes de variation non supérieures à 0,8 grandeur dans V.

Courbe lumineuse de YZ Cap et étoile RRC

 

On parle de RRD quand on observe la superposition des deux modes ci-dessus, on observe alors un rapport de période de 0,74 jour et une période fondamentale d'environ 0,5 jour.  *On les appellent RRB dans le GCVS.

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Les étoiles Delta Scuti (DSCT) sont les variables pulsantes les plus nombreuses parmi toutes les étoiles brillantes. Le mécanisme de pulsation pour les DSCT est bien compris. Il est fondamentalement le même que pour Céphéides. Elles sont des types spectraux de A à F, ont de courtes périodes allant de 0,01 à 0,2 jour, et ont des amplitudes qui vont de 0,003 à 0,9 en spectre V. Beaucoup de ces étoiles sont multi-périodiques. FG Virginis, par exemple, pulse dans 79 modes différents!
Si on y inclut leurs petites amplitudes le tout rend l'analyse de leurs périodes très difficile.

Les changements de période peuvent être mesurés, ce qui en fait une classe intéressante d'objets à suivre par les observateurs de l'AAVSO.
Les étoiles DSCT avec des amplitudes supérieures à 0,2 magnitude sont appelées High Amplitude Delta Scutis, ou HADS.

Une courbe de lumière delta Scuti. Notez la période très courte.

Lecture recommandée :
VSOTS Delta Scuti
http://www.aavso.org/vsots_delsct

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Les variables de type Mira (M) sont nommées d'après l'étoile Omicron Ceti (Aka Mira) et sont relativement stables avec des périodes de 100-1000 jours, la plupart variant entre 150 et 450 jours. Ce sont des étoiles géantes rouges se trouvant dans les dernières étapes de leur évolution stellaire.

Les amplitudes en spectre V peuvent aller de 2,5 à 10 de magnitude. Avec de telles amplitudes, elles ont été historiquement les étoiles les plus nombreuses et à être observées dans le programme AAVSO.
Elles sont généralement plus froides, plus grosses et les plus lumineuses que les géantes rouges.

 

Il y a deux raisons pour expliquer les amplitudes visuelles extrêmes des Miras. Tout d'abord, comme l'étoile est plus faible, elle devient également plus froide, donc elle dégage moins d'énergie totale dans le spectre visuel. Mais la raison la plus importante, est qu'en se refroidissant, elle forme des molécules de TiO qui sont extrêmement efficaces pour absorber la lumière dans la bande spectrale V.

Les Miras sont des étoiles très évoluées avec des masses allant de 0,6 à plusieurs fois la masse solaire. Leur rayon peut même être plusieurs centaines de fois celui du Soleil. Si elles étaient placées dans notre système solaire, leurs atmosphère extérieure s'étendrait au-delà de l'orbite de la Terre.  


Lecture recommandée:
http://astronomia-spectro.weebly.com/miras.html

Mira 2 : Http://www.aavso.org/vsots_mira2
RU Virginis : Http://www.aavso.org/vsots_ruvir

Et Miras avec des changements de période :
Http://www.aavso.org/mira-variables-period-changes

* Les définitions suivantes sont tirées directement de la documentation GCVS et VSX.

 
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Les étoiles semi-régulières (SR) sont des géantes ou supergéantes de types spectraux intermédiaires et variables selon leurs états, présentant une périodicité notable dans leurs changements de lumière, accompagnées ou parfois interrompues par diverses irrégularités. Les périodes se situent entre 20 et 2000 jours, tandis que les formes des courbes de lumière sont assez différentes et variables, et les amplitudes peuvent être de plusieurs centièmes à plusieurs magnitudes (généralement 1-2 mag dans V).

 

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En fonction du ratio entre carbone et oxygène à leur surface, on distingue trois types de Miras, M, S et C, équivalant aux types définis pour les géantes rouges normales, classées selon quatre types de périodes.  

(SRA) Les géantes semi-régulières (M, C, S ou Me, Ce, Se) dont la périodicité est généralement constituée de petites amplitudes de lumière (<2,5 mag en V). Les amplitudes et les formes de courbes de lumière varient généralement et les périodes se situent dans la plage de 35 à 1200 jours. Beaucoup de ces étoiles diffèrent des Miras classiques en montrant des amplitudes de lumière plus petites (Z Aqr).

(SRB) Les géantes semi-régulières (M, C, S ou Me, Ce, Se) dont la périodicité des cycles est comprise entre 20 et 2300 jours avec des intervalles de changements irréguliers périodiques et lents. Certaines ont même des intervalles de constance de la lumière (Exemple: RR CrB, AF Cyg). Chaque étoile de ce type peut généralement être affectée à une certaine période moyenne (cycle); cette valeur est donnée dans le catalogue. Dans un certain nombre de cas, on peut observer la présence simultanée de deux périodes de variation de lumière ou plus.

(SRC) Supergéantes semi-régulières (M, C, S ou Me, Ce, Se) avec amplitudes d'environ 1 mag et des périodes de variation de lumière de 30 jours à 1000 jours (Mu Cep).

(SRD) Géométries variables et supergéantes de types spectraux F, G ou K, parfois avec des lignes d'émission dans leurs spectres. Les amplitudes de variation de la lumière fluctuent de 0,1 à 4 mags, et la plage de périodes est de 30 à 1100 jours (SX Her, SV UMa).

 

Lectures suggérées:
VSOTS W Hya http://www.aavso.org/vsots_whya
VSOTS V725 Sagittarii http://www.aavso.org/vsots_v725sgr

 *Source : "Variable Star Classification and Light Curves Manual 2.1" de l'AAVSO

 

Céphéides:
https://media4.obspm.fr/public/ressources_lu/pages_etalonnage-primaire/cepheides-apprendre.html
http://www.astronoo.com/fr/articles/cepheides.html
https://fr.wikipedia.org/wiki/Céphéide
https://fr.wikipedia.org/wiki/Arthur_Eddington