VARIATIONS SUR LES ÉTOILES VARIABLES La recherche de la Longitude par JP Martin Extraits de la présentation pour les RCE La Villette 2004 VARIATIONS SUR LES ÉTOILES VARIABLES Commission de cosmologie de la SAF 1er Décembre 2007 Par Jean-Pierre MARTIN jpm@planetastronomy.com ASSOCIATION D’ASTRONOMIE VÉGA PLAISIR 78370 http://www.planetastronomy.com www.planetastronomy.com

PLAN Introduction La lumière des étoiles Les étoiles variables extrinsèques Les étoiles variables intrinsèques Remarque : ce n’est qu’une brève introduction au phénomène des étoiles variables et non pas un recueil technique de toutes ces étoiles.

PLUSIEURS CLASSES Étoile variable = étoile dont la luminosité varie relativement rapidement! Il y a principalement deux grandes classes d’étoiles 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 ).

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

POURQUOI LES ÉTOILES VARIABLES SONT IMPORTANTES Parmi les différents types d’étoiles 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 l’existence de la vie dans l’Univers. Variables pulsantes : observation déterminante au cours de l’histoire de l’astronomie et importante de nos jours, pour la mesure des distances dans l’univers. Les céphéides possèdent une relation « période-luminosité » caractéristique. Mesurer leur période de pulsation permet d’obtenir leur magnitude absolue, qui au moyen d’une formule la reliant à la magnitude apparente, donne la distance de l’étoile. Donc il faut étudier la lumière des étoiles, une des seules informations disponibles.

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 :

Ces lignes montrent que certaines longueurs d’onde sont absorbées par les gaz de l’atmosphère solaire C’est 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 d’absorption similaires voir figure

LES DIFFÉRENTS TYPES

Les transitions dans l’atome d’Hydrogène L’atome d’H ne peut émettre ou absorber que des quantités déterminées d’énergie correspondant à certains changements de niveau bien particuliers. Certains sont dans le visible (raies Balmer) ERA University

ÉMISSION OU ABSORPTION SONT COMPLÉMENTAIRES COSMIC PERSPECTIVE H émission absorption

La même chose en énergie ERA University

IL FAUT SE SOUVENIR QUE POUR H La raie Ha est égale à : 6563 Å soit 656.3 nm (visible) Pourquoi l’Hydrogène est-il si important? Car l’Univers est composé en majorité d’Hydrogène On retrouve sa signature dans toutes les étoiles

Raies = ADN de l’objet 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

LE SPECTRE ÉLECTROMAGNÉTIQUE

NOTRE GALAXIE EN FONCTION DES LONGUEURS D’ONDE ÉNERGIE

BLACK IS BLACK On définit en physique un corps parfait qui émet des rayonnements : le corps noir black body en anglais C’est par exemple une enceinte fermée portée à une certaine température et percée d’un petit trou qui laisse passer les radiations PLANCK a démontré que les radiations émises dépendaient de la température

DONC COULEUR =TEMPÉRATURE

ATTENTION En astronomie, attention, les couleurs c’est l’inverse de la plomberie!! Le BLEU c’est CHAUD (et jeune) Ex : Rigel (20.000K) Le ROUGE c’est FROID (et vieux) Ex : Bételgeuse (3000K) Le Soleil (6000K) émet son max dans le vert là où l’œil a son max de sensibilité, mais la quantité de lumière émise dans toutes les fréquences est suffisante pour qu’on le voit jaune

LA TEMPÉRATURE EST DANS LE SPECTRE O B A F G K M

TOUT CECI A DONNÉ DES IDÉES À CERTAINS Classer les étoiles en fonction de leur couleur et de leur température C’est Hertzsprung et Russel qui les premiers indépendamment l’un de l’autre ont eu cette idée, Depuis on l’appelle le diagramme HR Il est FONDAMENTAL pour l’étude des étoiles

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

 Fusion + rapide  Luminosité   vie + courte Forte masse M   P  T   Fusion + rapide  Luminosité   vie + courte Faible masse Destin des étoiles : fonction de leur masse initiale

En plaçant une étoile dans ce diagramme, on a une indication sur son état évolutif ainsi que sur son âge. Le nombre d’étoiles qui se trouvent dans chaque région du diagramme est proportionnel au temps que chaque étoile y passe au cours de sa vie ainsi qu’à la distribution initiale des masses. Ce diagramme permet donc l’élaboration ou la confirmation de modèles évolutifs : c’est l’outil de base de l’étude de l’évolution stellaire

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.

DONC LE SPECTRE CARACTÉRISE L’ÉTOILE Oui mais, attention, tout bouge Les étoiles et galaxies s’éloignent 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 l’effet Doppler Analysons ce phénomène brièvement

LE DÉCALAGE DU SPECTRE 400 nm 700 nm

DONC Étudier le spectre d’une étoile ou d’une galaxie c’est : Déterminer sa composition (en partie) Déterminer sa température et donc le type d’étoile 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)

OBAFGKM « Oh Be A Fine Girl Kiss Me. »

Oh Be A Fine Girl Kiss Me T

VIE ET MORT DES ÉTOILES

Masse

LES ÉTOILES VARIABLES

REPRENONS LA CLASSIFICATION Les étoiles variables dites géométriques (extrinsèques) (non traité ici, on n’en dira que quelques mots) Les binaires à éclipses Les étoiles à transit planétaire Les étoiles variables intrinsèques Les variables pulsantes Les variables éruptives

LES ÉTOILES BINAIRES À ÉCLIPSES 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 Ne font pas partie de l'objet de cette présentation

Exemple : Sirius A et B vues par Hubble Ou Algol etc.. Sirius B Exemple : Sirius A et B vues par Hubble Ou Algol etc..

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.

Exemple de sonde utilisant cette méthode : Corot

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.

Le phénomène de pulsation des Céphéides He ionisé Opacité diminue Le rayonnement s’échappe He ionisé Grande opacité He ionisé Grande opacité P  P  P 

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 (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 l’Observatoire 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!

Charles Pickering (de Harvard) Harem!!

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. Comme il est très facile de mesurer la période de ces étoiles variables, on peut ainsi déterminer la distance de galaxies lointaines (en relatif)

Par exemple, la luminosité moyenne des Céphéides est de : 1000 fois celle du Soleil pour une période de quelques jours et de 10 000 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 qu’élément pour apprécier les distances.

RAPPEL : MAGNITUDES Hipparque, l'astronome Grec du IIème 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)

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 log10d - 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.

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 l’éclat absolu! La période donne l'éclat intrinsèque de l‘étoile observée qui, comparé à la magnitude apparente de l‘étoile, permet de déterminer sa distance

? ? Magnitude absolue : M = a + b log10P 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.

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?

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 (10.000 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. 

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).

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 : 50.000 parsecs approx puis la distance à Andromède: 2MAL .

APPLICATION 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.

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 log10P 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.

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

Les céphéides sont principalement situées sur la bande d'instabilité de la courbe HR

Une Céphéide dans M100

La plus brillante et la plus proche : Polaris!! 430 années lumière Variation très faible

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 d’étoiles les amas globulaires. (population II) Ce sont aussi des chandelles standard. (portée plus limitée)

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 d’ailleurs une relation période luminosité comparable (cela a aidé Shapley) Mais moins lumineuses que les Céphéides on ne les remarque que lorsqu’elles sont proches de nous. (Andromède; Magellan) Servent aussi de chandelles standard

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.

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 d’accrétion , tourne rapidement sur elle même. Origine des variations pas bien connue : instabilité dans le disque d’accrétion 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 d’extrême variations brusque de luminosité. (Proxima Centauri)

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 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.

Mira étudiée depuis 1850

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).

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 l’une sur l’autre. Vue en IR : Gauche : 9,8 µ droite : 11,7 µ Et en X de Chandra

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

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’acrétion d’H, T augmente et fusion de H : explosion

Les variables de type U G. sont souvent appelées novae naines 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'.

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

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 l’existence de la matière noire C’est 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 l’on voyait cette personne c’en était un! Bref un génie multiforme!

La classification des SN vient de Rudolf Minkovki dans les années 1940 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. 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.

LA FIN DU SOLEIL N Prantzos

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.

LA FIN DES ÉTOILES MASSIVES                                               

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 s’arrête, 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.

Et c’est l’implosion, 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 l’espace; 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.

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 l’ordre de 19!!

Du LBL (Lawrence Berkeley Lab) Page suivante : le clip vidéo Position de la SN Courbe de lumière Spectre

LA GENÈSE DES SUPERNOVA 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 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.

Une supernova de type Ia ne se trouve que parmi . 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. L’attraction de la naine blanche déforme la géante rouge Si cette matière dépasse le  lobe de Roche, la force de gravitation de la naine blanche l’emporte 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 Crédit: NASA

SN 1572 Tycho : la naine blanche avale son compagnon (géante rouge) jusqu’à atteindre la limite de Chandrasekhar, là elle explose en SN L’attraction de la naine blanche déforme la géante rouge Si cette matière dépasse le  lobe de Roche, la force de gravitation de la naine blanche l’emporte 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

Cassiopée (SN 1572 Tycho) avec plus de détails http://chandra.harvard.edu/resources/animations/snr.html

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

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 1046 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.

La SN de Tycho de 1572 Un bel exemple de SN Ia

Différentes SN Ia

Supernova 1994D in Galaxy NGC 4526, May 25, 1999, HST Key Project

Les SN et la cosmologie, elles servent à déterminer : L’age de l’Univers et Ho Les densités de matière La densité d’énergie noire Etc..

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.

MAIS….. Il semble depuis quelques temps que les SN Ia ne soient pas des chandelles standard aussi « constantes » qu’on le souhaiterait Elle varieraient de quelques dizaines de % suivant la SN cela pourrait être dû au lieu de l’explosion : 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…

LES WOLF RAYET Les variables type « Wolf Rayet ». Ce seraient des étoiles massives en fin de vie. Découvertes en 1867 à l’Observatoire 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 d’émissions d’He de N (WN) et de C (WC). Température de surface extrême : 50.000K. La surface émet un puisant vent stellaire très dense qui s’éjecte dans l’espace. Changements de luminosité irréguliers, période de quelques heures à quelques jours. Une WR serait l’étape ultime avant la SN.

Spectre de l'étoile Wolf-Rayet WR137, de type spectral WC7 Spectre de l'étoile Wolf-Rayet WR137, de type spectral WC7. Spectre réalisé au T60 du Pic du Midi

LES OBSERVATEURS l'AFOEV (L'Association Française des Observateurs d'Étoiles Variables ) http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/ Le GEOS (Groupe Européen d'Observation Stellaire ) : www.upv.es/geos   L’AAVSO (American Association of Variable Star Observers ) http://www.aavso.org/

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 c’est une autre histoire dont on parlera peut être un jour.

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