Les étoiles variables


Des étoiles instables

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.

La courbe de lumière de l'étoile variable RR Lyrae

La courbe de lumière de l’étoile variable RR Lyrae, le prototype de l’un des deux principaux types de variables pulsantes. Crédit : STScI

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.


Page mise à jour le 20 août 2017 par Olivier Esslinger