Les
étoiles variables
Les étoiles de la séquence principale sont des objets
très stables. La force de gravitation, qui tend à contracter l’astre, est
exactement compensée par la force de pression interne, qui tende à le dilater.
C’est au moment où l’étoile devient une géante rouge que parfois l’équilibre est
rompu. Commence alors une phase d’instabilité qui se traduit par de fortes
variations de la luminosité de l’étoile.
La rupture de
l’équilibre est provoquée par un phénomène complexe qui met en jeu des
variations de transparence des couches d’hélium près de la surface de l’étoile.
Une fois l’équilibre rompu, l’astre se met à connaître une succession de
dilatations et de contractions contrôlées par les mêmes forces. Lorsque la
force de pression l’emporte, le volume de l’astre augmente mais la gravité
freine le mouvement et finit par provoquer une contraction. Le volume de
l’étoile diminue alors jusqu’à ce que la pression interne s’oppose à la
contraction et provoque une nouvelle dilatation.
Ce ne sont pas
les changements de taille mais de température qui provoquent les variations de
luminosité. Lorsque le volume de l’étoile est plus petit, sa température est
légèrement plus forte et la luminosité maximale. Lorsqu’il est plus grand, la
température est légèrement plus faible et la luminosité minimale. L’éclat de
l’étoile change donc de façon périodique.
Crédit : Wikipédia
Les types
d’étoiles variables
Les deux
principaux types de variables pulsantes sont les céphéides et les étoiles RR Lyrae.
Ces astres jouent un rôle central en astrophysique et nous les rencontrerons à
plusieurs reprises.
Les céphéides
sont des étoiles massives qui sont encore jeunes lorsqu’elles atteignent le
stade de géante rouge. Leur luminosité varie avec une période comprise entre un
jour et plusieurs semaines. La propriété remarquable des céphéides est
l’existence d’une relation entre leur luminosité moyenne et la période de leurs
oscillations. Par exemple, leur luminosité moyenne est de mille fois celle du
Soleil pour une période de quelques jours et de dix-mille fois la luminosité
solaire pour une période de plusieurs semaines. C’est cette relation qui fait
des céphéides l’un des outils de base de l’astrophysique.
Les étoiles RR
Lyrae sont quant à elles des étoiles peu massives et vieilles. Leur période
d’oscillation est inférieure à un jour. Contrairement aux céphéides, elles ont
toutes la même luminosité moyenne, environ cent fois celle du Soleil.
Les étoiles
binaires
Remarquons pour
finir qu’il existe d’autres types d’étoiles variables où les fluctuations de
luminosité ne sont pas dues à des pulsations. Il s’agit alors de systèmes
binaires dans lesquels deux étoiles tournent l’une autour de l’autre.
Si par hasard la
Terre se trouve dans le plan de l’orbite mutuelle, chaque étoile va au cours de
sa révolution passer devant l’autre et cacher une partie de sa surface. Pour
l’observateur terrestre, ceci se traduit par une diminution de la luminosité
totale du couple. Ainsi l’éclat total fluctue au cours du temps et l’on parle
également d’étoile variable.
Dans ce cas assez
rare, l’étude des variations de luminosité peut se révéler très utile et
fournir des informations sur les deux étoiles comme la taille de leur orbite,
leur dimension ou leur masse.
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