Etoiles variables

Initiation à la connaissance et à l’observation des étoiles variables
Pascal CHASSANG
21/01/2005
Introduction : qu’est-ce qu’une étoile variable ?
Il s’agit d’une étoile dont la luminosité change dans le temps.
En réalité, toutes les étoiles sont variables, puisqu’elles sont toutes nées et s’éteindront toutes au bout
de millions ou de milliards d’années…
Cette variation peut être régulière cyclique ou irrégulière, sur un laps de temps court (quelques jours) ou
très long (dizaines d’années).
Certaines étoiles, dites éruptives, explosent presque, périodiquement, comme de formidables et
effrayants incendies célestes. D’autres, comme les Céphéïdes, subissent des pulsations régulières pareilles
à une respiration : gigantesques bulles de gaz ultra légères, elles se dilatent et se contractent avec un
précision mathématique à la seconde près ! D’autres encore, irrégulières, sautent brusquement d’une
magnitude à l’autre d’une nuit à la suivante…
Voici le domaine de prédilection de certains passionnés spécialisés : les variabilistes. Leur spécialité est la
surveillance de quelques étoiles privilégiées dont l’éclat est irrégulier.
Si nécessaire : rappel sur l’échelle des magnitudes
I – Un peu d’histoire
Cf. Observer les étoiles variables, AFA, pp. 5-7.
- Hipparque
- Tycho-Brahé
- Mira Ceti
- Algol
- Khi Cygni
- Céphéides
- AAVSO, AFOEV, Brun, Vedrenne, Verdenet, Proust
L’observation des étoiles variables est probablement la discipline de l’astronomie ou les amateurs sont les
plus capables d’apporter une contribution d’importance à l’astronomie professionnelle. En effet, d’une
part nul besoin de posséder un très gros télescope. D’autre part le grand nombre d’étoiles variables les
rend inaccessibles aux moyens limités des astronomies professionnels. Au contraire, s’ils sont coordonnés,
les amateurs peuvent couvrir les besoins d’observation et de suivi grâce à leur nombre.
II - Les différentes sortes de variables
Chaque étoile variable est caractérisée par deux paramètres :
- l’amplitude de la variation de magnitude entre le minimum et le maximum d’éclat : ordonnée
- la période, ou temps écoulé entre deux maxima ou deux minima successifs : abscisse
En général, chaque type d’étoile variable porte le nom de la première étoile de ce type qui fut
découverte : Céphéïde de delta Céphée, RR Lyrae, Mira de Mira Ceti, Algolide de Algol, etc…
Ancienne classification :
1 - Variables intrinsèques
1.1 - Variables pulsantes
1.1.1 - Céphéïdes (δ Cep)
1.1.2 - RR Lyrae
1.1.3 - W Vir
1.1.4 – Mira (M)
1.1.5 - Semi-Régulières
1.1.6 - RV Tauri

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1.1.7 - Pulsantes diverses
1.2 - Variables éruptives (sans périodicité réelle)
1.2.1 – Nébulaires et irrégulières
1.2.2 - UV Ceti = flare-stars
1.2.3 - Eruptives diverses
1.2.4 - Novae
1.2.5 – Etoiles symbiotiques ou Novoïdes (Z And)
1.2.6 - R CrB (RCB)
1.2.7 - UG (U Gem) = Novae naines
1.2.8 - Z Cam
1.2.9 - Supernovae SN
1.2.10 - Variables particulières ou uniques
2 - Variables géométriques
2.1 - Variables à éclipses
2.1.1 - EA ou Algolides
2.1.2 - EB ou β Lyrae
2.1.3 - EW ou W UMa
2.2 - Variables doubles ellipsoïdales sans éclipses = EII
Nouvelle classification en six catégories (http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/typo/typo.htx) :
1 - Variables éruptives (sans périodicité réelle)
Ce sont des étoiles dont l'éclat varie en raison de processus violents et de "flares" dans leur chromosphère
et dans leur couronne. Les changements d'éclat sont d'habitude accompagnés par :
- des éjections d'enveloppes ou de matière sous forme de vent stellaire d'intensité variable,
- et/ou des interactions avec la matière interstellaire environnante.
1.1 - R CrB (RCB)
L’éclat normal de ces étoiles est le maximum de luminosité. Puis à intervalles irréguliers et
imprévisibles, la luminosité diminue rapidement de 1 à 9 magnitudes, et revient à son éclat normal
en plusieurs semaines, mois, ou années.
Dans des conditions mal élucidées, apparaîtrait une sorte de neige de suie dans la couronne de
l’étoile. La coquille de carbone, d’abord éloignée de l’étoile, se développe en se rapprochant et
s’épaissit. On ne voit alors plus que cette enveloppe, l’étoile est largement cachée. La remontée de
lumière se fait alors par évaporation du nuage. (Une Chute de 6 magnitudes correspond à 99,6 %
d’obscurcissement de l’étoile.)
Les variables de type R Coronae Borealis sont des étoiles pauvres en hydrogène, mais riches en carbone et en hélium,
appartenant aux types spectraux Bpe-R. Ce sont en même temps des variables éruptives et pulsantes. Elles présentent des
chutes d'éclat sans périodicité aucune avec une amplitude de 1 à 9 magnitudes et durant de quelques quinzaines à quelque
centaines de jours. A ces changements se superposent des pulsations cycliques avec une amplitude de quelques dixièmes de
magnitude et une périodicité de 30 à 100 jours.
R Coronae Borealis
1.2 - UV Ceti = flare-stars
Ce sont des naines rouges très proches du soleil, et 100 à 10 000 fois moins brillantes que lui. Les
éruptions sont variées et accompagnées d’une émission radio intense.
- Période : éruptions en moyenne toutes les 30 heures, durée une demi-heure maxi
- Amplitude : 1 à 3, voire 6 magnitudes en quelques minutes, déclin lent (2 h maxi)
UV Ceti : Les variables éruptives de type UV Ceti sont des étoiles KVe - MVe montrant par fois des "flares" avec une amplitude
de quelque dixièmes jusqu'à 6 magnitudes. L'amplitude est bien plus grande en ultraviolet. Le maximum est atteint en
quelques secondes ou douzaines de secondes après le début du "flare" ; l'étoile revient à son éclat normal en quelques
minutes ou douzaines de minutes.
UVN : Variables d'Orion à "flares" de type spectral Ke - Me. Phénoménologiquement elles sont presque identiques aux
variables UV Ceti observées dans le voisinage solaire. En plus de leur lien avec des nébuleuses, elles sont caractérisées, en
movenne, par des types spectraux moins avancés, une luminosité plus grande et un développement plus lent des "flares"
(V389 Ori). Ces étoiles sont peut-être un sous-groupe spécifique des variables INB avec des variations irrégulières superposées
aux "flares".

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1.3 - FU Orionis
Cette étoile monta de 16 à 10 en 1936-37 et est stable depuis.
Elles sont caractérisées par une augmentation graduelle d'éclat de près de 6 magnitudes en quelques mois. Elle est suivie d'un
stade d'éclat presque constant au maximum pendant des décennies ou un lent déclin de 1 à 2 magnitudes. Le type spectral se
situe au maximum entre Ae et Gp. Après la crise on observe le développement progressif d'un spectre d'émission et le type
spectral devient plus tardif. Ces variables constituent sans doute une étape évolutive des variables d'Orion de type T Tau
(INT).
FFU Orionis v1057 Cygni
L'une d'elles (v1057 Cyg) a montré une crise similaire, mais son affaiblissement (2,5 m en 11 ans) a commencé
immédiatement après le maximum.
Toutes les variables de type FU Orionis connues actuellement sont associées à une nébuleuse diffuse à réflexion.
1.4 - Gamma Cassiopeiae
Ce sont des variables éruptives irrégulières dont le prototype est Gamma Cassiopée. Il s'agit d'étoiles qui sont en rotation
rapide, de type Be III-V avec écoulement de matière à partir de la zone équatoriale ; la formation de disques ou d'anneaux
équatoriaux est accompagnée par fois d'un affaiblissement temporaire d'éclat. L'amplitude peut atteindre 1,5 magnitude.
Gamma Cas
1.5 - Type I (Irrégulières)
Ce sont des étoiles variables irrégulières peu étudiées avec des particularités de courbe de lumière et de type spectral
inconnues. Il s'agit d'un groupe très peu homogène d'objets.
Elles se différentient en deux groupes:
- Variables irrégulières peu étudiées de type spectral peu avancé (O-A).
- Variables irrégulières peu étudiées de type spectral intermédiaire (F-G) et tardif (K-M).
1.6 - Type In = Variables d'Orion
Ce sont des variables éruptives irrégulières rattachées à des nébuleuses obscures ou diffuses ou observées dans la région de
ces nébuleuses. Certaines de ces étoiles peuvent montrer des variations cycliques dues à une rotation axiale. Dans le
diagramme spectre luminosité, on les trouve dans la zone de la séquence principale et des sous géantes. Il s'agit
probablement d'objets jeunes qui, au cours de leur évolution ultérieure, deviendront des étoiles d'éclat constant de la
séquence principale. L'étendue des variations d'éclat peut atteindre plusieurs magnitudes. En cas de changements rapides
(jusqu'à 1 magnaitude dans un intervalle de 1 à 10 jours), la lettre S est ajoutée au symbole du type (INS). Cette classe peut
être subdivisé en sous-type listés ci-après :
- INA Variables d'Orion de type spectral peu avancé, B-A ou Ae. Caractérisés par des affaiblissements brutaux de type Algol (T
Ori).
T Orionis
- INB Variables d'Orion de type spectral intermédiaire et tardif F-M ou Fe-Me (BH Cep, AH Ori). Les étoiles de type F peuvent
avoir des affaiblissements de type Algol comme les INA. Les étoiles de type K-M peuvent avoir des "flares" en plus des
variations irrégulières.
- INT Variables d'Orion du type T Tauri. Les étoiles rattachées à ce type le sont en raison de critères purement
spectroscopiques : types spectraux Fe à Me. Le spectre des étoiles les plus typiques ressemble à celui de la chromosphère
solaire. Le trait spécifique du type est la présence de raies d'émission fluorescente F I à 404.6 et 431.2 nm anormalement
intenses dans le spectre de ces étoiles, de raies d'émission [SII] et [OI] et de raies d'absorption Li I à 670.7 nm. Ces variables
se trouvent usuellement dans des nébuleuses diffuses. Si l'étoile n'est apparemment pas reliée à une nébuleuse la lettre N
dans le symbole du type peut être omise : IT (RW Aur).

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RW Aurigae
- IN (YY) : Quelques variables d'Orion (YY Ori) montrent dans leur spectre la présence de composantes en absorption sur le
côté rouge des raies d'émission, preuve de la chute de matière sur la surface de ces étoiles. Dans ces cas le symbole de
l'étoile est accompagné de YY entre parenthèses.
1.7 - Type Is
Ce sont des variables irrégulières rapides, sans connexion apparente avec une nébuleuse diffuse, montrant des variations
d'éclat de 0,5 à l magnitude en l'espace de quelques heures ou jours. Il n'y a pas de limite stricte entre variables irrégulières
rapides et variables d'Orion. Si une variable irrégulière rapide est observée dans la région d'une nébuleuse diffuse, elle est
considérée comme variable d'Orion et désignée par le symbole INS. Pour attribuer une variable au type IS, il faut faire preuve
de beaucoup de soin et s'assurer que les changements d'éclat ne sont réellement pas périodiques. Un grand nombre d'étoiles
classées dans ce type dans la troisième édition du GCVS se révélèrent être des systèmes à éclipses, des RR Lyrae et même des
objets extragalactiques de type BL Lac.
- ISA Variables irrégulières rapides de type spectral peu avancé B-A ou Ae.
- ISB Variables irrégulières rapides de type spectral intermédiaire et avancé F - M ou Fe - Me.
1.8 - RS Canum Venaticorum
Nous attribuons ce type à des systèmes binaires serrés avec des spectres montrant H et CaII en émission, leurs composantes
ayant d'importantes activités chromosphériques à l'origine de variations d'éclat quasi-périodiques. La période de variation est
proche de la période orbitale, et l'amplitude de variation est d'ordinaire de l'ordre de 0.2 magnitude (UX Ari). Sources X, ce
sont simultanément des variables en rotation, et RS CVn est aussi un système à éclipses.
1.9 - S Doradus
Les variables S Doradus sont des étoiles éruptives de forte luminosité (Bpeq-Fpeq) avec des changements d'éclat irréguliers
(quelquefois cycliques), une amplitude de 1 à 7 magnitudes. Ce sont les plus brillantes étoiles bleues de leur galaxie. En règle
générale, ces étoiles sont en connexion avec des nébuleuses diffuses et sont entourées d'enveloppes en expansion (P Cyg, Eta
Car).
Eta Carinae
1.10 - Wolf-Rayet
Les variables éruptives Wolf-Rayet sont des étoiles avec de larges raies d'émission de HeI, HeII aussi bien que CII-CIV, OII-OV,
ou NIII-NV. Elles montrent des changements d'éclat irréguliers avec une amplitude jusqu'à 0,1 magnitude, probablement
physiques, causés en particulier par une éjection instable de matière à leur surface.
2 - Variables pulsantes
On appelle variables pulsantes les étoiles montrant une alternance périodique d'expansion et de
contraction de leurs couches superficielles. La pulsation peut être radiale ou non radiale. Une étoile
pulsant radialement reste de forme sphérique. En cas de pulsation non radiale la forme de l'étoile s'écarte
périodiquement d'une sphère, et des zones voisines de sa surface peuvent même avoir des phases de
pulsation opposées.
Selon la valeur de la période, la masse et le stade d'évolution de l'étoile ou encore en raison d'autres
phénomènes, on distingue les catégories suivantes :
2.1 - Céphéides (δ Cep)
- Période : 1 à 70 jours
- Amplitude : 0,1 à 2 magnitudes
Ce sont des étoiles géantes de très grande luminosité.
Une relation entre leur période et leur magnitude absolue (réelle luminosité de l’étoile,
indépendamment de sa distance à la Terre) a été découverte. L’amplitude croit aussi avec la
période. Ceci fait qu’en mesurant leur période et leur magnitude visuelle, on peut estimer leur
distance. Et comme elles sont très lumineuses, les Céphéides sont donc considérées comme des
« phares » qui permettent de calculer les distances dans l’univers.
Cδ, CW

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Les céphéides sont des variables à pulsations radiales de haute luminosité (classes Ib-II) avec des périodes de 1 à 135 jours et
des amplitudes de quelques centièmes à 2 mg (les amplitudes sont plus grandes en B qu'en V). Le type spectral au maximum
est F; au minimum les types spectraux sont G-K, et le type spectral est d'autant plus avancé que la période est plus longue.
La courbe de vitesse radiale est pratiquement un reflet de la courbe de lumière, le maximum d'expansion des couches
superficielles correspondant au maximum d'éclat.
Les sous-classes sont :
2.1.1 - CEP(B)
Ce sont des céphéides (TU Cas, V367 Sct) montrant la présence de deux modes pulsatoires ou plus opérant simultanément (en
général le fondamental de période P0 et le premier harmonique de période P.). Les périodes vont de 2 à 7 jours. Le rapport
P1/P0 est proche de 0.71.
2.1.2 - CW = W Vir
Ce sont des Céphéides situées dans les amas globulaires.
Les variables du type W Virginis sont des variables pulsantes de la composante sphérique de la Galaxie ou de la population
âgée du disque avec des périodes d'environ 0.8 à 35 jours et des amplitudes de 0.3 à l.2 magnitude. Elles suivent une relation
période - luminosité différente des variables delta Cep (voir plus loin DCEP). A période égale, les variables W Vir sont plus
faibles que les delta Cep de 0,7 à 2 magnitude. Pour des périodes identiques, les courbes de lumière des W Vir se distinguent
de celles des delta Cep soit par des amplitudes différentes, soit par la présence de bosses sur la branche descendante se
transformant parfois en maxima larges et plats. Les variables W Vir sont présentes dans les vieux amas globulaires et à de
hautes latitudes galactiques.
W Virginis
On peut les distinguer selon les sous-types ci-après.
2.1 - CWA - Variables W Vir de périodes supérieures à 8 jours (W Vir)
2.2 - CWB - Variables W Vir de périodes inférieures à 8 jours (BL Her)
2.2.3 - DCEP
Céphéides classiques, les variables de type delta Cep sont des objets relativement jeunes qui ont quitté la séquence
principale et se trouvent dans la bande d'instabilité du diagramme H-R. Elles suivent la relation période luminosité bien
connue; elles appartiennent à la composante aplatie de la Galaxie. Les étoiles DCEP sont présentes dans les amas ouverts.
Les céphéides sont caractérisées par la relation bien connue entre la forme de la courbe de lumière et la valeur de la période
; en 1912, classant les étoiles variables décelées dans le petit Nuage de Magellan par l'ordre décroissant de leur éclat, Miss
Henrietta Leavitt constata que la période de variation lumineuse était d'autant plus longue que l'éclat moyen était plus
grand. Mais comme toutes ces étoiles sont pratiquement également lointaines et, par conséquent, le facteur distance ne
jouant plus, les magnitudes apparentes observées ne diffèrent des magnitudes absolues que d'une valeur constante qui est la
même pour toutes les étoiles. Un rapport étant ainsi établi entre magnitude et période (la fameuse relation période
luminosité) il suffit de connaître la distance d'une seule céphéide pour calculer celle de toutes les autres.
2.2.4 - DCEPS
Les DCEPS sont des variables de type delta Cep avec une amplitude de variation inférieure à 0,5 en mV (0,7 en mB) et des
courbes de lumière presque symétriques (M-m voisin de 0,4 à 0,5); en règle générale leurs périodes ne dépassent pas 7 jours.
Il est possible que ces étoiles pulsent au premier harmonique et/ou se trouvent dans la première transition à travers la bande
d'instabilité après avoir quitté la séquence principale (SU Cas) Traditionnellement les deux types de variables, delta Cep et W
Vir, sont appelés céphéides car il est souvent impossible pour les périodes de 3 à 10 jours de faire la discrimination entre ces
deux types par un simple examen de la courbe de lumière. Mais, en fait, ce sont des groupes d'objets entièrement différents,
à des stades d'évolution différents. Une des différences spectrales significative entre les W Vir et les delta Cep est la
présence dans le spectre des premières, pendant un certain intervalle de phase, de raies d'émission de l'hydrogène, alors que
dans le spectre des delta Cep on observe les raies H et K du CaII en émission.
2.2 - RR Lyrae
Ce sont des Céphéïdes à très courte période : 0,05 à 1,2 jour.