Mise à jour le 8 Décembre 2007
 
     
CONFÉRENCE de Jean Pierre MARTIN
Physicien (Université Paris VII)
"VARIATIONS SUR LES ÉTOILES VARIABLES"
Organisée par la SAF
Dans ses locaux, 3 rue Beethoven, Paris
 
Le Samedi 1er Décembre 2007 à 15H00
à l'occasion de la réunion de la Commission Cosmologie.
 
Photos : BL pour l'ambiance. (les photos avec plus de résolution peuvent m'être demandées directement)
Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur. Voir les crédits des autres photos 
Comme d'habitude, la présentation PPT complète est sur le site de la SAF quelques jours après.
Elle est aussi disponible sur ma liaison ftp .(18 MB avec les animations) le fichier s'appelle : "ETOILES VARIABLES SAF" en format Power Point (ppt), ceux qui ne possèdent pas cette application peuvent télécharger gratuitement la visionneuse (PP viewer) qui permet de voir la présentation après installation. Seules certaines animations particulières ne pourront pas être visionnées complètement avec ce programme de remplacement.
 
 
 
BREF COMPTE RENDU
 
 
 
 
 
Comme la présentation est complète sur la liaison ftp je ne donne ici qu'un très bref compte rendu.
 
 
 
 
­Étoile variable = étoile dont la luminosité varie relativement rapidement!
­Il y a principalement deux grandes classes d’étoiles variables :
 
 
 
 
Tableau simplifié des différents types d'étoiles variables.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Pourquoi les étoiles variables sont importantes en astronomie :
­Parmi les différents types d’étoiles variables :
­Donc il faut étudier la lumière des étoiles, une des seules informations disponibles.
 
 
 
 
­La lumière est le seul messager de ces corps lointains.
­Pour cela on va étudier leur spectre, c'est à dire la classification des émissions lumineuses en fonction de chaque fréquence; leur spectre va devenir leur empreinte digitale!!!
Consulter pour mémoire cette présentation sur la spectrographie sur ce site.
 
 
­Cela va permettre aussi une classification des étoiles en fonction du type de lumière.
 
 
 
 
 
 
 
 
LES ÉTOILES VARIABLES EXTRINSÈQUES.
 
­Les étoiles variables dites géométriques (extrinsèques) (non traité ici, on n’en dira que quelques mots)
 
LES ÉTOILES BINAIRES À ÉCLIPSE.
 
 
­Étoiles binaires dont la variation d’éclat au cours du temps est due à des paramètres géométriques, c’est-à-dire respectivement à des éclipses successives de deux étoiles tournant l’une autour de l’autre, ou à un transit de planète devant une étoile; Les éclipses ou le transit provoquant à intervalle régulier une diminution de l’éclat du couple, la différence principale réside dans la baisse d’intensité lumineuse relative. 
­Les étoiles binaires à éclipses font partie des étoiles doubles, c’est-à-dire des étoiles étant assez proches pour avoir une influence gravitationnelle l’une sur l’autre
Exemple : Sirius A et B.
­Ne font pas partie de l'objet de cette présentation
 
LES ÉTOILES À TRANSIT PLANÉTAIRE.
 
­On peut dire que les étoiles à transit sont une sous catégorie des binaires à éclipses. Ce sont aussi des paramètres géométriques qui produisent les variations de leur courbe de luminosité.
­La seule différence est que ce ne sont pas deux étoiles qui tournent l’une autour de l’autre, mais une étoile et une planète. La baisse d’intensité relative sera beaucoup plus faible lors d’un transit planétaire, au point qu’il n’existe que très peu d’étoiles à planètes dont on peut détecter les transits photométriquement
­Sujet qui est traité dans les exoplanètes.
 
 
LES ÉTOILES VARIABLES INTRINSÈQUES.
 
­Les variables intrinsèques sont des étoiles dont l’éclat intrinsèque varie au cours du temps suite à un phénomène physique.
­Deux forces en présence,  : pression radiative (du gaz de l'étoile qui tend à faire gonfler l’étoile), et gravitation, qui tend à la comprimer.
­Certaines étoiles trouvent leur équilibre, d’autres pas, comme les étoiles variables
­La périodicité de la variation d’éclat est souvent très régulière.
­Différents types.
 
 
 
­Utilisons une analogie.
­Une casserole/faitout pleine d'eau est mise sur le feu.
­On pose un couvercle lourd dessus. Au moment où on le dépose, la pression à l'intérieur de la casserole est égale à la pression extérieure.
­Le couvercle est comme l'atmosphère opaque de l’étoile, en empêchant l'évacuation de l'énergie ; le gaz est analogue aux réactions nucléaires du cœur de l'étoile.
­L’eau arrive à ébullition, la pression augmente à l'intérieur. Tant que celle-ci est inférieure au poids du couvercle, la casserole restera fermée et la vapeur ne pourra pas s'en échapper.
­La pression augmente de plus en plus, à un moment elle est suffisante pour contre balancer le poids du couvercle.
­Le couvercle se soulève, la pression chute brutalement, le couvercle retombe, la pression dans la casserole est à nouveau égale à la pression extérieure.
­Le cycle recommence.
 
 
LES VARIABLES PULSANTES OU CÉPHÉIDES.
 
­Certaines Étoiles se dilatent et se contractent menant à une variation de luminosité.
(La première étoile variable que l'on découvrit fut une géante rouge appelée Mira Ceti, en 1596)
­La première étoile connue des temps modernes , était située dans la constellation de Céphée (époux de Cassiopée, père d’Andromède dans la mythologie), a donné son nom aux Étoiles présentant les mêmes caractéristiques.
­Les Céphéides ont une variation caractéristique et régulière, où l’augmentation de brillance se fait très rapidement par rapport au déclin, avec des périodes allant de 1 à 60 jours.
­La variation du rayon d’une Céphéide typique est de 10-20%, la luminosité émise a une fluctuation d’environ une magnitude ; ces étoiles présentent en outre des variations de température et de type spectral.
 
 
 
 
­Ces variables pulsantes ont une enveloppe de gaz constituée par de l’Hélium partiellement ionisé et par des électrons.
­Cette ionisation augmente lorsque l’étoile devenant géante rouge se contracte, et devient opaque aux radiations émises.
­Le rayonnement stocké exerce à un moment donné une pression suffisante pour pouvoir repousser les couches extérieures de l’étoile ; celles-ci vont alors se refroidir et devenir moins opaques, permettant au rayonnement emmagasiné de s’échapper.
Puis l’étoile va se contracter à nouveau et un autre cycle de dilatation et de contraction va commencer.
 
 
­Les cycles de pulsation vont se poursuivre tant que les conditions nécessaires à l’intérieur de l’étoile seront favorables.
­On peut établir, pour chaque type de variable pulsante, une relation entre la période et la luminosité de l‘étoile.
 
­La lumière qu'on reçoit de l’étoile étant proportionnelle à la surface, et celle-ci variant avec la période, il est normal que la luminosité varie avec la période
­La durée de vie d'une Céphéide dans cet état d'oscillation est de l'ordre de quelques millions d'années.
­La plupart des étoiles entre 3 et 15 masses solaires passent par la phase Céphéides. Les étoiles les plus massives ont les périodes les plus longues : ayant un rayon plus important, elles mettent plus de temps à se dilater.
 
 
HENRIETTA ET LES CÉPHÉIDES
­Henrietta Leavitt était une jeune astronome américaine du début du XXème siècle qui s'intéressait aux étoiles variables des nuages de Magellan.
­Elle était sourde et avait du mal à se faire sa place dans un monde machiste
 
 
­Elle se tourne vers les étoiles. On lui donne un job « de femme », étudier la magnitude des étoiles sur les plaques photo de l’Observatoire de Harvard (Cambridge, Mass) (Pickering's Harem!!!)
­Elle remarqua qu'une classe d'étoiles avait une magnitude variable dans le temps, bref elles pulsaient.
­Comme les premières étoiles de ce type furent découvertes dans la constellation de Céphée (entre le Cygne et Cassiopée), on appela ce genre d'étoiles variables des Céphéides.
­Elle découvrit plus de 2000 étoiles variables au cours de sa carrière!
 
 
 
­Or notre Henrietta s'aperçut que dans ce nuage de Magellan, il y avait des Céphéides qui changeaient de magnitude apparente périodiquement, elles passaient de 7 à 4,6 en 5 jours et 8 heures (voir figure).
­Plus la période était longue, plus l'éclat était important et donc plus la magnitude était faible.
­Elle les classa par période croissante, et remarqua que les luminosités augmentaient également. Or comme toutes ces étoiles se trouvaient dans la même galaxie, on pouvait les considérer comme étant globalement à la même distance.
­La luminosité n’était donc liée qu’à la période.
­C’était une INTUITION GÉNIALE : elle trouva donc une relation directe entre la magnitude apparente et la période de variation : la magnitude apparente (du max de luminosité par exemple) ou la luminosité apparente était linéaire avec le log de la période.
­En effet supposons que l'on observe deux Céphéides qui ont une période qui diffèrent d'un rapport 2 par exemple, la luminosité de celle qui a la période la plus longue est approx. 2,5 fois plus lumineuse que celle de période la plus courte.
­
C'est cette relation qui fait des Céphéides l'un des outils de base de l'astrophysique en tant qu’élément pour apprécier les distances.
 
 
Comme il est très facile de mesurer la période de ces étoiles variables, on peut ainsi déterminer la distance de galaxies lointaines (en relatif), les Céphéides devenaient des phares dans l'Univers cosmique, ce que l'on appelle des chandelles standard.
 
En fait il fallait trouver une céphéide de référence près de nous afin d'étalonner la courbe, ce fut le rôle de H Shapley qui ainsi donna tout le pouvoir de cette formule des distances des céphéides.
 
 
Mais rien n'est simple,:
­Il y avait en fait deux types de Céphéides:
­Type I : classiques jeunes étoiles (pop I)  à forte métallicité de luminosité très forte (delta Céphée) de période moyenne de 5 à 10 jours.
­Type II : étoiles plus vieilles (pop II) de métallicité plus faible et de période moyenne 10 à 30 jours. (Ex : W Virginis)
­Leurs courbes de luminosité sont différentes
de plus :
­Il y a aussi la catégorie RR Lyrae, plus vieilles que les Céphéides
­Plus petites que les Céphéides (masse plus faible que le Soleil) elles émettent moins de luminosité et ont une période plus courte (inférieure à un ou deux jours généralement).
­On les trouve dans les vieux amas d’étoiles les amas globulaires. (population II)
­Ce sont aussi des chandelles standard. (portée plus limitée)
 
 
 
ÉTOILES VARIABLES IRRÉGULIÈRES.
­Nous appelons variables irrégulières (anciennement éruptives) les 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 par interaction avec la matière interstellaire environnante.
­La classe comprend les types ci-après.
 
 
 
ÉTOILES VARIABLES À LONGUE PÉRIODE.
 
­Trois groupes étoiles M S et C dont la M : Mira (la merveilleuse); découverte en 1596 et cataloguée Omicron Ceti par Johann Bayer.
333 jours (mais pas très régulier) première variable découverte
­Géantes rouges (froides) pulsantes sur une durée de l’ordre de plusieurs dizaines de jours et même plus et dont la luminosité varie de plus de 100.
­Dernière étape de l’évolution stellaire avant la nébuleuse planétaire.
­Ce sont en principe les plus nombreuses parmi les variables.
­L'origine des variations de ces variables à longue période reste encore en partie (très) mystérieux.
­Similaires à notre Soleil
­L'hypothèse la plus communément admise dans les variations est que lorsque la température augmente (du fait des pulsations), les molécules d'oxyde de titane se cassent (ces molécules sont abondantes dans ce type d'étoiles), l'héliosphère devenant ainsi transparente au rayonnement photonique; puis lorsque la température baisse, les molécules se reforment, créant une héliosphère quasi opaque au rayonnement photonique d'où la chute de magnitude
­Étoiles jeunes (pop I).
 
 
ÉTOILES VARIABLES CATACLYSMIQUES.
 
­Ce sont des étoiles dont la luminosité augmente brutalement dans des proportions en général très importantes
­Les novæ : la première baptisée ainsi par Tycho Brahé (nova stella)
­Ce sont des étoiles qui présentent des explosions dans leurs couches externes et dont la magnitude augmente de 10!!
Flash de 10.000 soleils!
­Étoiles naines blanches mourantes appartenant à un système binaire
­Disque d’accrétion d’H,
T augmente et fusion de H : explosion
 
­Une super nova est une nova gigantesque dont l’explosion provient des couches profondes de l’étoile. (effondrement gravitationnel)
­Elle correspond à la fin de vie d’une étoile massive.
­Le concept de super nova, a été inventé par Fritz Zwicky vers 1930; c'est lui qui organise un programme de recherche systématique des SN en effectuant la comparaison de photos prises à intervalles réguliers
­C'est aussi ce même Zwicky qui ajouta super au mot nova, il fit un malheur.
­En près de trente ans Zwicky et son équipe ont détecté plus de 300 supernova! C'est ce même Zwicky qui en 1938 eut l'inspiration géniale sur la genèse des SN : ce serait l'effondrement du cœur d'une étoile par énergie gravitationnelle
 
­La classification des SN vient de Rudolf Minkovki dans les années 1940. Il les décomposa en deux grandes familles :
les SN de type I et de type II.
­Les types I n'ont pas la raie d'Hydrogène (le composant le plus abondant de l'univers!) dans leur spectre, alors que les SN du groupe II les ont.
 
­Les SN Ia sont présentes dans les galaxies elliptiques et spirales, et sont associées à la vieille population d'étoiles
­Elles correspondent à l'explosion thermonucléaire d'une naine blanche qui a un compagnon plus massif qui l'alimente.
­Cette explosion apparaît quand la masse de cette naine blanche dépasse une certaine masse critique (dite de Chandrasekhar et égale à 1,4 la masse solaire).
­Il y a effondrement allumage des couches supérieures (Carbone) et destruction totale de l'étoile.
­La luminosité de l'étoile au moment de l'explosion correspondant au même phénomène physique (On suppose qu’elle expulse toujours la même quantité d’énergie au moment de l’explosion), est donc similaire pour toute les Ia, ce qui les rend éligibles au titre de CHANDELLES STANDARD (standard candles en anglais) pour étalonner l'univers.
­Une lumière qui brille dans la nuit ne permet pas d'en connaître sa distance, mais si on sait qu'il s'agit d'un phare et non d'une bougie, on peut avoir une idée de sa distance.
 
 
­Les SN sont très lumineuses et donc visibles de très grande distance; mais ces phénomènes sont rares :
­une par siècle et par galaxie en moyenne,
­aléatoires : où faut-il regarder?
­et éphémères : il ne faut pas les louper!.
­Mais c’est un étalon de lumière pour évaluer les distances cosmologiques.
 
 
Les grandes organisations d'observateurs d'étoiles variables (non exhaustif) :
 
l'AFOEV (L'Association Française des Observateurs d'Étoiles Variables )
Le GEOS (Groupe Européen d'Observation Stellaire )
L’AAVSO (American Association of Variable Star Observers )
 
 
Plus de détails dans la présentation sur le Net.
 
 
 
 
Bon ciel à tous
 
 
Jean Pierre Martin  SAF Commission de Cosmologie
www.planetastronomy.com