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© Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 1 VARIATIONS SUR LES ÉTOILES VARIABLES Commission de cosmologie de la SAF 1er Décembre 2007 Par Jean-Pierre MARTIN

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1 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 1 VARIATIONS SUR LES ÉTOILES VARIABLES Commission de cosmologie de la SAF 1er Décembre 2007 Par Jean-Pierre MARTIN ASSOCIATION DASTRONOMIE VÉGA PLAISIR

2 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 2 PLAN Introduction La lumière des étoiles Les étoiles variables extrinsèques Les étoiles variables intrinsèques Remarque : ce nest quune brève introduction au phénomène des étoiles variables et non pas un recueil technique de toutes ces étoiles.

3 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 3 Étoile variable = étoile dont la luminosité varie relativement rapidement! Il y a principalement deux grandes classes détoiles variables : Les étoiles variables extrinsèques ou géométriques dont la variation de luminosité est provoquée par un système d'étoiles doubles. Les étoiles variables intrinsèques qui peuvent être pulsantes ou cataclysmiques, dont la variation de luminosité, résulte de processus physiques au sein de l'étoile (par exemple des pulsations ). PLUSIEURS CLASSES

4 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 4 CLASSIFICATION ÉTOILES VARIABLES INTRINSÈQUES INTRINSÈQUES (phénomènes internes) EXTRINSÈQUES (phénomènes externes) PULSANTES ÉRUPTIVES/ CATACLYSMIQUES BINAIRES À ÉCLIPSE TRANSIT PLANÉTAIRE RR Lyrae Céphéides Longue période Irrégulières : Tauri… Novæ naines Novae Super Novæ Wolf Rayet Novae Super Novæ Wolf Rayet Mira Type I et II JPM 2007

5 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 5 POURQUOI LES ÉTOILES VARIABLES SONT IMPORTANTES Parmi les différents types détoiles variables : Binaires à éclipses : calcul des masses, ainsi que les rayons respectifs des composantes, en utilisant les lois de Newton. Étoiles à transit planétaire : domaine de la recherche actuelle en pleine explosion, qui a pour but, à long terme, de répondre à la question de lexistence de la vie dans lUnivers. Variables pulsantes : observation déterminante au cours de lhistoire de lastronomie et importante de nos jours, pour la mesure des distances dans lunivers. Les céphéides possèdent une relation « période-luminosité » caractéristique. Mesurer leur période de pulsation permet dobtenir leur magnitude absolue, qui au moyen dune formule la reliant à la magnitude apparente, donne la distance de létoile. Donc il faut étudier la lumière des étoiles, une des seules informations disponibles.

6 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 6 LA LUMIÈRE DES ÉTOILES 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!!! Cela va permettre aussi une classification des étoiles en fonction du type de lumière. On voit ici le spectre du Soleil :

7 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 7 Ces lignes montrent que certaines longueurs donde sont absorbées par les gaz de latmosphère solaire Cest Kirchhoff et Bunsen (celui qui a du bec!) qui ont expliqué le pourquoi en étudiant le spectre de différents corps brûlant dans un bec (Ex : Sodium 5890 Å : jaune à faire dans sa cuisine sur le gaz) Les lignes émises par le soleil sont les mêmes que celles émises par des gaz chauffés Par contre lorsque de la lumière passe au travers de ce même gaz, le spectre produit des lignes dabsorption similaires voir figure

8 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 8 LES DIFFÉRENTS TYPES

9 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 9

10 10 Les transitions dans latome dHydrogène ERA University Latome dH ne peut émettre ou absorber que des quantités déterminées dénergie correspondant à certains changements de niveau bien particuliers. Certains sont dans le visible (raies Balmer)

11 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 11 ÉMISSION OU ABSORPTION SONT COMPLÉMENTAIRES COSMIC PERSPECTIVE émission absorption H

12 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 12 La même chose en énergie ERA University

13 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 13 IL FAUT SE SOUVENIR QUE POUR H La raie H est égale à : 6563 Å soit nm (visible) Pourquoi lHydrogène est-il si important? Car lUnivers est composé en majorité dHydrogène On retrouve sa signature dans toutes les étoiles

14 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 14 Raies = ADN de lobjet étudié, par exemple : Si on observe les raies de la série Balmer de l'hydrogène dans le spectre d'une étoile, cela signifie qu'il y a très certainement de l'hydrogène dans cette étoile. (réciproque fausse!) Le spectre de raies d'une étoile, ou de tout autre astre, nous renseigne donc sur les divers éléments chimiques présents dans cet astre

15 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 15 LE SPECTRE ÉLECTROMAGNÉTIQUE

16 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 16 NOTRE GALAXIE EN FONCTION DES LONGUEURS DONDE ÉNERGIE

17 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 17 BLACK IS BLACK On définit en physique un corps parfait qui émet des rayonnements : le corps noir black body en anglais Cest par exemple une enceinte fermée portée à une certaine température et percée dun petit trou qui laisse passer les radiations PLANCK a démontré que les radiations émises dépendaient de la température

18 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 18 DONC COULEUR =TEMPÉRATURE

19 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 19 ATTENTION En astronomie, attention, les couleurs cest linverse de la plomberie!! Le BLEU cest CHAUD (et jeune) Ex : Rigel (20.000K) Le ROUGE cest FROID (et vieux) Ex : Bételgeuse (3000K) Le Soleil (6000K) émet son max dans le vert là où lœil a son max de sensibilité, mais la quantité de lumière émise dans toutes les fréquences est suffisante pour quon le voit jaune

20 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 20 O B A F G K M T LA TEMPÉRATURE EST DANS LE SPECTRE

21 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 21 TOUT CECI A DONNÉ DES IDÉES À CERTAINS Classer les étoiles en fonction de leur couleur et de leur température Cest Hertzsprung et Russel qui les premiers indépendamment lun de lautre ont eu cette idée, Depuis on lappelle le diagramme HR Il est FONDAMENTAL pour létude des étoiles

22 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 22 H-R Classification des étoiles en fonction de leurs couleur/ température La plupart des étoiles : 72% H 25%He 3% reste O B A F G K M

23 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 23 Faible masse Forte masse M P T Fusion + rapide Luminosité vie + courte Destin des étoiles : fonction de leur masse initiale

24 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 24 En plaçant une étoile dans ce diagramme, on a une indication sur son état évolutif ainsi que sur son âge. Le nombre détoiles qui se trouvent dans chaque région du diagramme est proportionnel au temps que chaque étoile y passe au cours de sa vie ainsi quà la distribution initiale des masses. Ce diagramme permet donc lélaboration ou la confirmation de modèles évolutifs : cest loutil de base de létude de lévolution stellaire

25 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 25 C'est un diagramme température (en horizontal) luminosité (en vertical), où notre Soleil occupe la place centrale en référence; avec 1 pour la luminosité et 5500K pour sa température de surface. La plupart des étoiles (90%) se placent sur le grand serpent traversant tout le graphe, appelé la séquence principale. Une étoile pendant toute sa vie va consommer de l'Hydrogène. À la fin de sa vie, lorsque H est épuisé, le destin des étoiles dépend de leur masse. Une étoile de faible masse (comme le Soleil) va passer par l'étape géante rouge, puis naine blanche Une étoile massive va elle devenir une Super Nova.

26 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 26 DONC LE SPECTRE CARACTÉRISE LÉTOILE Oui mais, attention, tout bouge Les étoiles et galaxies séloignent de nous pour la plupart mais certaines se rapprochent de nous (par exemple M31 fonce vers nous à 200km/s) donnant naissance au phénomène de: Décalage de fréquence due à leffet Doppler Analysons ce phénomène brièvement

27 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 27 LE DÉCALAGE DU SPECTRE 400 nm 700 nm

28 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 28 DONC Étudier le spectre dune étoile ou dune galaxie cest : Déterminer sa composition (en partie) Déterminer sa température et donc le type détoile de la courbe HR Déterminer sa vitesse par rapport à nous et donc en gros sa distance car plus elles vont vite plus elle sont loin (loi de Hubble)

29 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 29 OBAFGKM « Oh Be A Fine Girl Kiss Me. »

30 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 30 Oh Be A Fine Girl Kiss Me T

31 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 31 VIE ET MORT DES ÉTOILES

32 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 32 Masse

33 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 33 LES ÉTOILES VARIABLES

34 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 34 Les étoiles variables dites géométriques (extrinsèques) (non traité ici, on nen dira que quelques mots) Les binaires à éclipses Les étoiles à transit planétaire Les étoiles variables intrinsèques Les variables pulsantes Les variables éruptives REPRENONS LA CLASSIFICATION

35 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 35 LES ÉTOILES BINAIRES À ÉCLIPSES Étoiles binaires dont la variation déclat au cours du temps est due à des paramètres géométriques, cest-à-dire respectivement à des éclipses successives de deux étoiles tournant lune autour de lautre, ou à un transit de planète devant une étoile; Les éclipses ou le transit provoquant à intervalle régulier une diminution de léclat du couple, la différence principale réside dans la baisse dintensité lumineuse relative. Les étoiles binaires à éclipses font partie des étoiles doubles, cest-à-dire des étoiles étant assez proches pour avoir une influence gravitationnelle lune sur lautre Ne font pas partie de l'objet de cette présentation

36 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 36 Exemple : Sirius A et B vues par Hubble Ou Algol etc.. Sirius A Sirius B

37 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 37 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 lune autour de lautre, mais une étoile et une planète. La baisse dintensité relative sera beaucoup plus faible lors dun transit planétaire, au point quil nexiste que très peu détoiles à planètes dont on peut détecter les transits photométriquement Sujet qui est traité dans les exoplanètes.

38 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 38 Exemple de sonde utilisant cette méthode : Corot

39 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 39 LES ÉTOILES VARIABLES INTRINSÈQUES Les variables intrinsèques sont des étoiles dont léclat 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 létoile), et gravitation, qui tend à la comprimer. Certaines étoiles trouvent leur équilibre, dautres pas, comme les étoiles variables La périodicité de la variation déclat est souvent très régulière. Différents types.

40 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 40 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 létoile, en empêchant l'évacuation de l'énergie ; le gaz est analogue aux réactions nucléaires du cœur de l'étoile. Leau 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.

41 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 41

42 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 42 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 dAndromède dans la mythologie), a donné son nom aux Étoiles présentant les mêmes caractéristiques. Les Céphéides ont une variation caractéristique et régulière, où laugmentation de brillance se fait très rapidement par rapport au déclin, avec des périodes allant de 1 à 60 jours. La variation du rayon dune Céphéide typique est de 10-20%, la luminosité émise a une fluctuation denviron une magnitude ; ces étoiles présentent en outre des variations de température et de type spectral.

43 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 43 Ces variables pulsantes ont une enveloppe de gaz constituée par de lHélium partiellement ionisé et par des électrons. Cette ionisation augmente lorsque lÉtoile 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 létoile ; celles-ci vont alors se refroidir et devenir moins opaques, permettant au rayonnement emmagasiné de séchapper. Puis létoile 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 lintérieur de létoile seront favorables. On peut établir, pour chaque type de variable pulsante, une relation entre la période et la luminosité de létoile.

44 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 44 P He ionisé Grande opacité P He ionisé Opacité diminue Le rayonnement séchappe P He ionisé Grande opacité Le phénomène de pulsation des Céphéides

45 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 45 La lumière qu'on reçoit de létoile 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.

46 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 46 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 (pourquoi pas!!). 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 lObservatoire de Harvard (Cambridge, Mass) 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!

47 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 47 Charles Pickering (de Harvard) Harem!!

48 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 48 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 nétait donc liée quà la période. Cétait 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. Comme il est très facile de mesurer la période de ces étoiles variables, on peut ainsi déterminer la distance de galaxies lointaines (en relatif)

49 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 49 Par exemple, la luminosité moyenne des Céphéides est de : 1000 fois celle du Soleil pour une période de quelques jours et de fois cette valeur pour une période de plusieurs semaines. C'est cette relation qui fait des Céphéides l'un des outils de base de l'astrophysique en tant quélément pour apprécier les distances.

50 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 50 Hipparque, l'astronome Grec du II ème siècle av JC avait effectué le classement d'un millier d'étoiles visibles en six catégories, qu'il appelait première magnitude pour les plus brillantes et 6ème magnitude pour les moins brillantes. Le terme magnitude est resté et on a pris l'habitude d'utiliser ce classement, en fait on appelle ce terme la MAGNITUDE APPARENTE (ou VISUELLE), car c'est ce que l'on voit, c'est l'intensité lumineuse mesurée, ce n'est pas l'intensité lumineuse émise. On s'aperçut que le classement originel couvrait approximativement une variation de luminosité d'un facteur 100 pour 5 intervalles de classes. Si donc une étoile de première magnitude avait une luminosité de 1, une étoile de magnitude 6 avait une luminosité de 1/100. Par définition un écart de une magnitude correspond à une différence de luminosité de 2,5 (en fait 2,512 car 2,512 5 = 100) Que l'on peut écrire en termes mathématiques de la façon suivante pour deux étoiles de magnitude m1 et m2 et de luminosité L1 et L2 : (les log sont en base 10) m1 –m2 = 2,512 log(L2/L1) RAPPEL : MAGNITUDES

51 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 51 La MAGNITUDE ABSOLUE est la magnitude apparente CONVENTIONNELLE d'une étoile si sa distance était de 10 parsec (pourquoi 10? : log10 = 1 donc plus facile dans les formules). Si d est sa distance en parsec, son éclat apparent serait de (d/10) 2, on peut donc écrire si M est la magnitude absolue et d'après la formule précédente m = -2,5logL + C et pour la magnitude absolue (qui est aussi une magnitude apparente particulière ): M = -2,5log[ L (d/10) 2 ] +C on peut ainsi éliminer C : m – M = 5 log 10 d - 5 d en parsec Qu'apprend on de cette formule, la magnitude est liée à la distance, si on connaît la distance et la magnitude apparente, on connaît la magnitude absolue, si on connaît la magnitude apparente et la magnitude absolue, on connaît la distance. Revenons à nos Céphéides.

52 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 52 Plus la période est faible, plus la luminosité est faible Les céphéides sont des étoiles très lumineuses et peuvent ainsi servir de chandelle standard pour la mesure de distances dans l'Univers. Le phénomène physique étant le même pour toutes les Céphéides, la période donne une indication de léclat absolu! La période donne l'éclat intrinsèque de létoile observée qui, comparé à la magnitude apparente de létoile, permet de déterminer sa distance

53 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 53

54 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 54 Magnitude absolue : M = a + b log 10 P Les coefficients a et b doivent être déterminés : b est la pente de la courbe déterminée par les mesures mais a (l'ordonnée à l'origine) est inconnue. Cette courbe permet en fait calculer LA DISTANCE RELATIVE ENTRE DEUX CÉPHÉIDES, en faisant la supposition que toutes les Céphéides de l'Univers ont la même luminosité intrinsèque. ? ?

55 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 55 Par exemple, si deux Céphéides ont la même période mais que A est 4 fois plus brillante que B, cela veut dire que A est deux fois plus près que B. Mais nous n'avons toujours pas de distance absolue. Il nous faudrait UNE SEULE Céphéide de distance connue pour étalonner la courbe (déterminer le coefficient a) Et alors? Et alors?

56 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 56 SHAPLEY EST ARRIVÉ Donc si on arrivait à mesurer la distance d'une seule Céphéide (Calibration de notre courbe) on aurait une échelle pour étalonner l'Univers, car on trouve des Céphéides partout et elles sont très brillantes ( fois notre soleil en moyenne). Malheureusement, il n'y en a pas dans notre voisinage pour être mesurée par parallaxe et de toutes façons c'est une méthode extrêmement imprécise pour les objets très lointains, mais il n'y a rien d'autre. La plus proche est Polaris et elle est très loin aussi.

57 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 57 Harlow Shapley, un jeune astronome va nous aider : en fait, il est devenu astronome par hasard, il voulait être journaliste, mais l'école où il devait y apprendre son futur métier n'était pas fini de construire, il s'inscrivit alors aux cours d'astronomie qu'il choisit au hasard dans la liste des cours. Il devint astronome quelques années plus tard au célèbre Mont Wilson. Shapley donc en 1917, utilisa les informations de Henrietta et mit au point une méthode s'inspirant des parallaxes statistiques (non expliquée ici, car un peu "complexe", basée sur la combinaison de mouvement propre d'étoiles par rapport au Soleil et sur l'effet Doppler).

58 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 58 Cette méthode proche de la méthode des parallaxes séculaires lui permet de déterminer la distance d'étoiles variables de notre Galaxie similaires aux Céphéides (RR Lyrae). Il put ainsi étalonner la courbe relative en courbe de magnitude absolue fonction de la période. (voir figure) En d'autres mots, les Céphéides devenaient ainsi DES ÉTALONS DE LUMIÈRE. On put ainsi calculer la distance les nuages de Magellan : parsecs approx puis la distance à Andromède: 2MAL.

59 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 59 Il suffisait donc de mesurer la distance d'une de ces Céphéides pour obtenir une relation générale liant leur période et leur luminosité absolue, et mieux encore de déterminer la distance de n'importe quelle autre Céphéide, où qu'elle soit. Dans une galaxie lointaine, nous observons une Céphéide. Nous pouvons mesurer la période de variation P. Nous pouvons mesurer la magnitude apparente m (par exemple au moment du maximum). Avec P nous pouvons déduire la magnitude absolue M = a.logP + b (a et b étant deux constantes obtenues par l'étude des Céphéides dans notre Galaxie). Ayant m et M nous calculons le module de distance m - M qui nous donne accès à la distance, puisque m - M = 5 logd - 5, quand d est exprimé en parsecs. APPLICATION

60 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 60 Mais ce n'était pas un long fleuve tranquille : il y avait deux classes de Céphéides et des erreurs s'étaient glissées dans les calculs de Shapley…bref, c'est une autre histoire qui nécessiterait plus de temps. En fait après beaucoup de tâtonnements, on montra que la courbe des magnitudes avait la forme suivante : M = -1,4 – 2,8 log 10 P Notre ami Shapley fut aussi célèbre pour ses études des amas globulaires et il fut le premier à déterminer la forme de notre Galaxie et à imaginer que le Soleil n'était pas au centre de la Galaxie (complexe anthropomorphique!). La méthode Leavitt-Shapley permit de mesurer des distances énormes jusqu'à approximativement 100 Millions d'années lumière.

61 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 61 DEUX TYPES DE CÉPHÉIDES 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

62 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 62

63 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 63 Les céphéides sont principalement situées sur la bande d'instabilité de la courbe HR

64 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 64 Une Céphéide dans M100

65 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 65 La plus brillante et la plus proche : Polaris!! 430 années lumière Variation très faible

66 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 66 ET POUR COMPLIQUER LE TOUT… 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 détoiles les amas globulaires. (population II) Ce sont aussi des chandelles standard. (portée plus limitée)

67 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 67 LES RR-LYRAE Étoiles variables de période courte (un ou deux jours maxi) appartenant à la population II (vieille) Faible masse (inférieure au Soleil) mais plus vieilles et plus chaudes. Plus forte densité que les Céphéides. Elles brûlent leur He en C (le Soleil brûle son H en He) Souvent présentes dans les amas globulaires. Similaires aux Céphéides avec dailleurs une relation période luminosité comparable (cela a aidé Shapley) Mais moins lumineuses que les Céphéides on ne les remarque que lorsquelles sont proches de nous. (Andromède; Magellan) Servent aussi de chandelles standard

68 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 68

69 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 69 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.

70 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 70 Les étoiles de type T-Tauri : étoiles jeunes (<10 Ma) avec variation brusque de leur luminosité. Ce sont des étoiles de type solaires de température ~7000K. Après la phase de proto étoile. Disque daccrétion, tourne rapidement sur elle même. Origine des variations pas bien connue : instabilité dans le disque daccrétion par exemple. Spectre : H; K ; Ca ; Fe et Li semblent caractéristiques. Rayonnement X très intense dû aux gaz piégés dans le champ magnétique. Il y a aussi les éruptives du type UV Ceti, naine rouge peu lumineuses mais avec dextrême variations brusque de luminosité. (Proxima Centauri)

71 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 71 VARIABLES A 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 lordre de plusieurs dizaines de jours et même plus et dont la luminosité varie de plus de 100. Dernière étape de lévolution stellaire avant la nébuleuse planétaire.

72 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 72 Mira étudiée depuis 1850

73 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 73 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).

74 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 74

75 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 75 Le système Mira (Omicron Ceti) est en fait un système double : Mira A : géante rouge et Mira B : naine blanche séparée de 70 UA. Ces deux étoiles interagissent lune sur lautre. Vue en IR : Gauche : 9,8 µ droite : 11,7 µ Et en X de Chandra

76 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 76 ÉTOILES VARIABLES CATACLYSMIQUES Les novæ Les super novæ Ce sont des des étoiles dont la luminosité augmente brutalement dans des proportions en général très importantes

77 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 77 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 soleils! Étoiles naines blanches mourantes appartenant à un système binaire Disque dacrétion dH, T augmente et fusion de H : explosion

78 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 78 Les variables de type U G. sont souvent appelées novae naines. Il s'agit de systèmes binaires serrés consistant en une naine ou sous-géante de type spectral K ou M remplissant le volume de son lobe de Roche interne, et d'une naine blanche entourée d'un disque d'accrétion. Les périodes orbitales vont de 0,05 à 0,5 jour. Au minimum, on n'observe que de petites fluctuations d'éclat, en général rapides, le 'flickering'.

79 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 79 Une super nova est une nova gigantesque dont lexplosion provient des couches profondes de létoile. (effondrement gravitationnel) Elle correspond à la fin de vie dune 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

80 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 80 Fritz Zwicky, astrophysicien américano suisse, il ne laissait personne indifférent Caractère épouvantable. Il entre au Caltech et découvre un grand nombre de Super Novæ. Il prédit aussi lexistence de la matière noire Cest lui qui va débriefer Von Braun à son arrivée aux USA. Personnalité difficile et visionnaire, son injure favorite : « spherical bastard », car de quelque côté que lon voyait cette personne cen était un! Bref un génie multiforme!

81 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 81 La classification des SN vient de Rudolf Minkovki dans les années 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. Rien n'étant simple il existe aussi des sous classes : Type Ia: Présence des raies du silicium ionisé. Type Ib: Absence des raies du silicium, présence de raies de l'hélium. Type Ic: Absence des raies du silicium et de l'hélium. Type II normal: Domination des raies de l'hydrogène, présence de raies de l'hélium Type IIb: Présence dominante des raies de l'hélium. Étudions la vie et la mort des étoiles.

82 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 82 N Prantzos LA FIN DU SOLEIL

83 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 83 C'est un diagramme température (en horizontal) luminosité (en vertical), où notre Soleil occupe la place centrale en référence; avec 1 pour la luminosité et 5500K pour sa température de surface. La plupart des étoiles (90%) se placent sur le grand serpent traversant tout le graphe, appelé la séquence principale. (main sequence en anglais) Une étoile pendant toute sa vie va consommer de l'Hydrogène. À la fin de sa vie, lorsque H est épuisé, le destin des étoiles dépend de leur masse. Une étoile de faible masse (comme le Soleil) va passer par l'étape géante rouge, puis naine blanche Une étoile massive va elle devenir une Super Nova.

84 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 84

85 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 85 LA FIN DES ÉTOILES MASSIVES

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87 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 87 Quant à l'étoile massive, une fois H consommé, elle brûle en son centre des éléments de plus en plus lourds comme C, O, Si jusqu'au Fe élément le plus stable de l'Univers. L'étoile possède alors une structure en pelure d'oignon dont le cœur est du Fer pur. La nucléosynthèse sarrête, la gravitation augmente. La Température augmente en conséquence. La photodissociation du fer par émission de rayons gamma très puissants se produit : 56Fe ==> 13(4He) + 4 neutrons Cette réaction nucléaire absorbe de la chaleur (endothermique). Ce "refroidissement" du cœur produit un effondrement gravitationnel.

88 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 88 Et cest limplosion, les couches extérieures rebondissent sur le noyau en provoquant une onde de choc Une super nova est née! Cette explosion synthétise tous les corps manquants au delà du Fer en très petites quantités, ils vont être disséminés dans tout lespace; ils deviendront …..Nous! Nous sommes les enfants de super novæ !!! Elle va briller d'une lumière extraordinaire, comme cent galaxies réunies, pendant une brève période, puis restera plus brillante qu'une galaxie pendant les trois à quatre premiers mois de son existence. Le cadavre restant sera soit un trou noir soit une étoile à neutrons.

89 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 89 Un autre facteur important des SN est leur courbe de lumière (la luminosité observée de la SN quand elle se produit et son évolution dans le temps) qui elle aussi dépend du type de SN. Les SN Ia sont les plus brillantes, et le maximum est atteint au bout de quelques dizaines de jours. La décroissance est ensuite exponentielle. (voir courbe) Les courbes de lumière des SN Ia sont presque toutes assez semblables, (cela va avoir une conséquence très positive un peu plus tard). Par contre, les SN II ont une plus grande diversité dans leur courbe de lumière. À son maximum d'intensité une supernova brille comme un milliard de Soleils! Magnitude absolue remarquablement constante : de lordre de 19!!

90 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 90 Du LBL (Lawrence Berkeley Lab) Page suivante : le clip vidéo Position de la SN Courbe de lumière Spectre

91 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 91

92 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 92 Les SN Ia sont présentes dans les galaxies elliptiques et spirales, et sont associées à la vieille population d'étoiles (population appelée III). 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 quelle expulse toujours la même quantité dénergie au moment de lexplosion), 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. LA GENÈSE DES SUPERNOVA

93 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 93 Crédit: NASA. Une supernova de type Ia ne se trouve que parmi les étoiles anciennes (Pop III) qui ont brûlé, H et He La SN est au départ une naine blanche, appartenant à un système double. Lorsque la compagne de la naine blanche arrive en fin de vie, elle devient une géante rouge,et gonfle. Lattraction de la naine blanche déforme la géante rouge Si cette matière dépasse le lobe de Roche, la force de gravitation de la naine blanche lemporte sur celle de la géante rouge. La naine blanche devient instable, car cet apport de matière lui fait franchir la limite de Chandrasekhar (1.4 masse solaire). Elle explose en une supernova de Type Ia, qui est une des chandelles standard

94 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 94 SN 1572 Tycho : la naine blanche avale son compagnon (géante rouge) jusquà atteindre la limite de Chandrasekhar, là elle explose en SN Lattraction de la naine blanche déforme la géante rouge Si cette matière dépasse le lobe de Roche, la force de gravitation de la naine blanche lemporte sur celle de la géante rouge. La naine blanche devient instable, car cet apport de matière lui fait franchir la limite de Chandrasekhar (1.4 masse solaire). Elle explose en une supernova de Type Ia, qui est une des chandelles standard

95 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 95 Cassiopée (SN 1572 Tycho) avec plus de détails

96 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 96 *Quand les deux étoiles sont très proches l'une de l'autre, dans un tel système binaire, le champ de gravitation résulte de la somme des attractions exercées par chacune des deux étoiles. *Le mathématicien français Edouard Roche a étudié ces systèmes. *Chacun des « Lobes de Roche » entoure une étoile et détermine la région où son champ gravitationnel est prédominant

97 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 97 Les SN II et Ibc sont absentes des galaxies elliptiques et sont associées, elles aux régions d'étoiles en formation. Elles sont le résultat de l'explosion d'étoiles très massives (10 masses solaires au moins) qui deviennent soit des étoiles à neutrons soit des trous noirs. Ces étoiles ont une structure en pelure d'oignon, où chaque élément à sa place bien précise, le Fer élément ultime étant bien entendu au cœur, contrairement à la Terre comme le fait remarquer l'orateur, les éléments les plus jeunes sont au centre et non pas en surface. En brûlant, le cœur s'effondre à une vitesse énorme et en un temps très court (1/10 sec), sa masse dépasse la masse limite et il se produit alors un rebond super élastique du noyau de Fer vers les couches extérieures. Ce rebond peut être imagé à l'aide de deux balles en caoutchouc l'une beaucoup plus petite que l'autre qui rebondissent par terre. La grosse balle en touchant le sol communique toute son énergie à la petite qui rebondit très fortement. L'énergie libérée par une SN est pharamineuse de l'ordre de Joules! Oui je sais que cela ne vous parle pas beaucoup, disons que c'est approximativement 100 fois ce que va rayonner notre Soleil pendant ses 10 milliard d'années de vie!!!! Cette énergie libérée l'est principalement sous forme de quantités énormes de neutrinos qui sont émises au moment de l'explosion.

98 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 98

99 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 99 La SN de Tycho de 1572 Un bel exemple de SN Ia

100 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 100 Différentes SN Ia

101 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 101 Supernova 1994D in Galaxy NGC 4526, May 25, 1999, HST Key Project

102 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 102 Les SN et la cosmologie, elles servent à déterminer : Lage de lUnivers et Ho Les densités de matière La densité dénergie noire Etc..

103 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 103 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 cest un étalon de lumière pour évaluer les distances cosmologiques.

104 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 104 Il semble depuis quelques temps que les SN Ia ne soient pas des chandelles standard aussi « constantes » quon le souhaiterait Elle varieraient de quelques dizaines de % suivant la SN cela pourrait être dû au lieu de lexplosion : au cœur ou à la périphérie Les courbes de lumière varient aussi un peu De même les SN des galaxies elliptiques seraient moins lumineuses que celles des spirales. Pourquoi?? Mais ce sont quand même de bons indicateurs de distance. Bref à suivre… MAIS…..

105 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 105 Les variables type « Wolf Rayet ». Ce seraient des étoiles massives en fin de vie. Découvertes en 1867 à lObservatoire de Paris par Charles Wolf et Georges Rayet, ce sont des étoiles massives (20 à 40 Ms) de la séquence principale, mais qui ont une composition « exotique » forte en He (au lieu de H) et des fortes raies démissions dHe de N (WN) et de C (WC). Température de surface extrême : K. La surface émet un puisant vent stellaire très dense qui séjecte dans lespace. Changements de luminosité irréguliers, période de quelques heures à quelques jours. Une WR serait létape ultime avant la SN. LES WOLF RAYET

106 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 106 Spectre de l'étoile Wolf-Rayet WR137, de type spectral WC7. Spectre réalisé au T60 du Pic du Midi

107 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 107 LES OBSERVATEURS l'AFOEV (L'Association Française des Observateurs d'Étoiles Variables ) Le GEOS (Groupe Européen d'Observation Stellaire ) : LAAVSO (American Association of Variable Star Observers )

108 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 108 UN MAILLON IMPORTANT DANS LA MESURE DES DISTANCES COSMIQUES Certaines étoiles variables jouent un rôle important dans le détermination des grandes distances cosmiques. Ce sont les Céphéides et les SN Ia Mais cela cest une autre histoire dont on parlera peut être un jour.

109 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 109

110 © Jean-Pierre MARTIN SAF/VEGA 110 VOUS VOULEZ CONNAÎTRE TOUTE LACTUALITÉ DE LASTRONOMIE ET DE LESPACE ? Recevez régulièrement les Astronews de :


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