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Variables en rotation

 

Des variables rotatives... Toutes les étoiles bougent et tournent sur elles-mêmes, là-dessus, on est d'accord!
Par contre, certaines étoiles sont plus actives que d'autres... Des taches apparaissent alors à sa surface et en abaissent autant le flux de la lumière que l'étoile rayonne. De plus, il est facile à comprendre que ces taches ne sont pas régulières et pour certaines étoiles, elles sont très persistantes.

Nous connaissons tous une étoile similaire de la séquence principale : notre Soleil.
Selon son activité, sa surface est parfois ombragée par des taches solaires. Cela crée une très petite, presque imperceptible, mais bien présente variation de sa luminosité. Nous voyons également que ces taches vont et viennent en suivant la rotation de la surface du Soleil, non seulement chaque mois, mais aussi en de plus longues périodes d’augmentation et ensuite diminution de l'activité : le cycle bien connu des activités solaires variant tous les 11 à 12 ans. 
De plus, n'étant pas un solide, il a une période de rotation inégale de 25 jours à l'équateur et de 35 jours aux pôles.[1]

 


Un grand groupe de taches solaires traverse la surface du Soleil. (Crédit: JBD-OMSJ)

 

Même si nous mesurions la luminosité du Soleil à plusieurs milliers d'années-lumière de distance et avec des instruments très sensibles, nous pourrions aussi théoriquement déterminer la période approximative de rotation du Soleil en jours et en heures. Nous pourrions également déterminer le cycle déjà connu de 11 ans par les amplitudes de ces variations périodiques basées sur la rotation des taches à la surface du Soleil depuis notre point de vue.

Nous pourrions aussi en déduire que nous ne faisons pas face à un de ses pôles, sinon nous ne verrions aucune variation, puisque que nous verrions toujours le même hémisphère de notre point de vue et peu importe la longitude des taches solaires.

En effet, c'est en observant des étoiles similaires au Soleil, nous avons beaucoup appris sur celui-ci et sa possible évolution. Ce que nous constatons est la quantité d'activité stellaire liée à la vitesse de rotation, qui produit les champs magnétiques qui, à leur tour, produisent des taches sur les étoiles. Comme les étoiles nouvellement formées évoluent vers la séquence principale, leur vitesse de rotation augmente à mesure qu'elles se stabilisent.

Comme elles vieillissent et gonflent, elles commencent à ralentir. Le Soleil est une étoile d'âge moyen, tournant plus lentement et probablement beaucoup moins actif que lorsqu'il était plus jeune. Les étoiles à périodes de rotation rapide tendent aussi à être plus chaotiques. Les étoiles avec périodes semblables au Soleil tendent à montrer des cycles d'activité plus réguliers, comme l'énergie solaire et ses cycles de 11 ans.

Comparé à d'autres étoiles étudiées, le Soleil a des taches relativement modestes. Même au maximum de son activité solaire, ses taches couvrent seulement un très petit pourcentage de sa surface. Le fait est que certaines étoiles ont des taches énormes en proportion de leur taille globale. Et nous sommes capables de voir la variation de luminosité qui se produit lorsque ces gigantesques taches sur les étoiles tournent devant nos télescopes.

  

Variations des cycles du Soleil depuis 1900

 

 

Les étoiles de type BY DRA sont des variables, principalement de type 'naines rouges', qui montrent une variabilité presque régulière. Ses périodes vont de quelques heures à 120 jours en raison de zones non uniformes de sa surface et de son rayonnement (taches sombres versus taches lumineuses) qui sont visibles lorsque l'étoile tourne autour de son axe.

L'amplitude des variations fluctue de 0,001 à 0,5 magnitude dans V. Il est intéressant de noter que des étoiles de type BY Dra peuvent être binaires ou uniques.
Certaines de ces étoiles, en plus d'avoir de fortes activités chromosphériques, peuvent avoir des éruptions, produisant des variations supplémentaires de type UV Ceti. [2]


Courbe lumineuse d'une variable BY DRA utilisant des données ASAS (Crédit: AAVSO)

 

 

 

Les étoiles RS Canum Venaticorum sont des géantes rouges binaires. Dans leurs spectres, ces étoiles présentent des raies d'émission variables, des émissions radio et à rayons X ainsi que des indicateurs de l'activité chromosphérique du type solaire, mais à une échelle beaucoup plus grande. Ce niveau élevé d'activité est provoqué par des champs magnétiques très forts et des rotations rapides du système binaire. Les vitesses de rotation des étoiles RS CVn ont été provoquées par les effets de marée avec leurs compagnes, ce qui a causé des vitesses de rotation beaucoup plus élevées que les étoiles "normales" de taille et de masse comparables.

 


Les étoiles RS CVn sont «actives par chromosphère» parce qu'elles sont des étoiles tournant rapidement avec de forts champs magnétiques . (Crédit: AAVSO)

 

RS Canum Venaticorum est une étoile variable de la constellation boréale des Chiens de chasse. Elle est le paradigme de sa classe. Composée de binaires serrées à chromosphères actives présentant des variations de luminosité de l'ordre de 20 %[2] ( 0,2 de magnitude).

Vues de la Terre, les étoiles RS CVn présentent des éclipses primaires et secondaires, ainsi qu’une "onde de distorsion" qui court tout au long de leur courbe de lumière. Cette vague de distorsion est causée par la présence de taches sur les étoiles et qui migrent en longitude, créant ainsi une légère fluctuation le long de la courbe de lumière obtenue par les observations.

La plupart des variables RS CVn sont relativement lumineuses et leurs amplitudes peuvent être de 0,2 magnitude de plus, ce qui les rend propices aux observations photométriques des amateurs.[3]  Un exemple bien connu est l'étoile Capella [4] :



 

 

Les variables ellipsoïdales tournantes (ELL) sont des systèmes binaires proches qui varient avec des périodes égales à leur mouvement orbital. Les composantes des variables ellipsoïdales sont étirées et changent de forme en réponse à l'énorme stress gravitationnel exercé sur eux par leur étoile compagne ultra-proche. La probabilité mathématique que le plan orbital de ces systèmes coïncident avec notre ligne de visée, fait en sorte qu'une étoile éclipsant complètement l'autre, est presque nulle. 

 

 (Crédit: AAVSO)

Il y a des débats quant à savoir si, oui ou non, on peut classer des étoiles basées strictement sur des phénomènes arbitraires d'observations qui n'a rien à avoir avec les processus physiques.  Après tout, vus d'une autre planète de la galaxie, ces systèmes binaires peuvent s'éclipser!

Ce classement d'étoiles, défini de façon assez large, contient aussi sans doute des étoiles encore mal classées mais qui sont très intéressantes et sur lesquelles les amateurs peuvent mener des recherches sérieuses.

 

 

 


[1] https://fr.wikipedia.org/wiki/Soleil
[2]
https://fr.wikipedia.org/wiki/étoile_variable_de_type_BY_Draconis
[3] https://fr.wikipedia.org/wiki/RS_Canum_Venaticorum
[4] https://fr.wikipedia.org/wiki/Capella_(étoile)

 * 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.