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étoile variable
La photo montre l'expansion de écho lumineux l'étoile variable V838 Monocerotis.

un étoile variable est un star dont éclat apparent les changements au fil du temps. Ils peuvent présenter des variations allant de quelques millièmes de ampleur vingt grandeurs pour des périodes allant de quelques fractions de seconde à plusieurs années[1]. Le changement peut être provoqué soit par un changement réel de la lumière émise, soit d'un changement dans la quantité de radiation qui atteint terre; Par conséquent, les étoiles variables sont divisées en:

  • Les variables dont la luminosité intrinsèque change réellement, par exemple en raison de changements dans la taille de l'étoile.
  • Les variables extrinsèques dont le changement apparent luminosité est due à la quantité différente de rayonnement qui atteint la Terre, par exemple en raison d'un compagnon en orbite autour astro et que, parfois, la éclipses.

Beaucoup d'étoiles, peut-être la plupart d'entre eux, la luminosité de changement au fil du temps. la soleil ne fait pas exception: sa luminosité varie de 0,1% au cours de sa cycle de onze ans[2].

index

découverte

étoile variable
l'étoile Mira, la première variable à découvrir, observé par le Hubble Space Telescope.

La première étoile variable à être reconnue en tant que telle était ο Ceti (Alors appelé Mira): Dans 1638 Johannes Holwarda Il a remarqué qu'il allait sa luminosité avec une période de 11 mois. La star avait déjà été décrit comme nova de David Fabricius en 1596. La découverte de la variabilité des ο Ceti et supernovae observée dans la 1572 et 1 604 les astronomes convaincus que les étoiles ne sont pas quelque chose éternellement immuable, comme ils l'avaient cru Aristote et d'autres philosophes anciens, et ont contribué aux siècles de révolution du savoir astronomique XVI et XVII[3].

La deuxième étoile variable à découvrir était la éclipsant la variable Algol, observé par Geminiano Montanari en 1669; John Goodricke Il a donné l'explication correcte de la variabilité des 1784. χ Cygni Il a été identifié comme étant la variable G. Kirch en 1686, puis ce fut le tour de R Hydrae en 1704 grâce à G. D. Maraldi. en 1786 12 variables ont été connues, y compris δ Cephei et β Lyr, découvert par John Goodricke dans 1784. à partir de 1850 le nombre de variables connues a commencé à croître rapidement et le rythme de la découverte est encore accrue après la 1890, quand il a commencé à être possible d'identifier les variables au moyen de la photographie[3].

La dernière édition du Catalogue général des étoiles variables[4] catalogues sur 46000 des étoiles variables notre galaxie, environ 10.000 appartiennent à d'autres galaxies et plus de 10 000 les variables soupçonnaient.

L'observation des étoiles variables

Les étoiles variables sont généralement analysées en utilisant des techniques photométrique, spectrophotométrie et spectroscopique. Les mesures de leurs changements photométriques peuvent être utilisés pour tracer le graphique courbe de lumière, qui montre la tendance de la quantité de rayonnement émis par l'étoile au fil du temps. La courbe de lumière permet d'établir des variables régulières, la période des changements et leur amplitude[5]; Cependant, pour beaucoup d'étoiles, ces quantités peuvent varier lentement au fil du temps, ou même d'une période à. Les pics de luminosité sont connus comme hauts, tandis que les creux de la courbe sont appelés minimum[6].

étoile variable
courbe de lumière d'une étoile variable.

A partir de la courbe de lumière, il est possible d'obtenir les informations suivantes[6]:

  • l'existence ou non d'un périodicité ou des variations semiperiodicità
  • qui est la période la fluctuation dans le cas dans lequel la variation est périodique
  • qui est la forme de la courbe, à savoir si elle est symétrique ou non, si elle est angulaire ou en biseau, si chaque cycle comporte un ou plusieurs minima, etc ..

Au lieu de cela, par spectre vous pouvez obtenir les informations suivantes:

  • qui est la température de surface Star et sa classification
  • si elle est une étoile ou un étoile binaire (En fait, il est généralement possible de séparer le spectre des deux composants, si l'étoile est binaire)
  • si le spectre change avec le temps (par exemple, la température de surface de l'étoile peut varier dans le temps de façon périodique)
  • si le changement de brillance se produire que dans certaines régions du spectre (par exemple, peut se produire de grandes variations de luminosité dans la bande visible, mais presque aucun changement 'infrarouge)
  • si le spectre est décalée vers le rouge ou dans le bleu parce que le magazine se développe et contracte l'étoile ou en raison de son rotation ou en raison de la présence de gaz expansion dans le domaine de l'étoile
  • le spectre peut révéler la présence d'une forte champs magnétiques
  • la présence dans le spectre de anormale absorption ou émission des lignes Il peut indiquer que l'étoile a un atmosphère particulièrement chaud ou qu'il est entouré par des nuages ​​de gaz

En combinant les informations provenant des courbes de lumière avec celles dérivées des spectres, il est possible de spéculer sur les causes des changements de luminosité qui se produisent dans les variables. Par exemple, si on constate que le spectre de l'étoile se dirige vers le rouge et vers le bleu avec la même fréquence avec laquelle ils se produisent les changements de luminosité, on peut en déduire que les impulsions d'étoile et que ces impulsions sont la cause de sa variabilité[7].

Dans des cas très rares, il est possible d'obtenir des images de surface brillante qui peut détecter la présence de taches, en raison des changements de luminosité.

la les astronomes amateurs Ils peuvent apporter une contribution importante à l'étude des étoiles variables, en comparant la luminosité d'une variable avec celle des autres étoiles qui sont dans le même domaine télescopique et qui nous avons été reconnus comme des variables. En estimant les variations de luminosité dans le temps, il est possible de construire la courbe variable de la lumière. L 'Association américaine des observateurs d'étoiles variables (AAVSO) recueille les observations des astronomes amateurs d'étoiles variables et les met à la disposition de la communauté scientifique[8].

nomenclature d'étoile variable

icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: nomenclature d'étoile variable.

Tout d'abord découvert les étoiles variables dans un constellation Ils sont affectés des lettres de R à Z, par exemple R Coronae Borealis. cette nomenclature Il est en place depuis Friedrich W. Argelander (1799-1875) attribué à une étoile variable lettre encore sans nom R, la première lettre non utilisée Nomenclature de Bayer dans sa constellation. Les lettres de RR Rz, de SS SZ, TS à TZ, et ainsi de suite jusqu'à ZZ sont utilisés pour les variables découvertes par la suite, par exemple RR Lyrae. Passez ensuite à utiliser l'AA à AZ, de BB à BZ, et ainsi de suite jusqu'à QZ (en omettant la J). Si vous êtes épuisé ces 334 combinaisons, la découverte plus tard V335 variables initiales sont attribuées, V336, V337, etc.[9].

classification

Les étoiles variables peuvent être divisés en deux grandes catégories: variables intrinsèques et variables extrinsèques[10]:

  • Dans la variabilité des variables intrinsèques est causée par des changements physiques de l'étoile. Ils se divisent en trois sous-groupes principaux:
  • Dans les variables variabilité extrinsèque n'est pas causée par des changements physiques de l'étoile, mais par d'autres facteurs, tels que éclipse ou rotation stellaire. Ils sont divisés en deux sous-groupes principaux:
    • la les variables éclipsant, étoiles binaires que, vu de la Terre, l'éclipse l'autre au cours de leur mouvement orbital.
    • la les variables de rotation, dans lequel la variabilité est causée par la rotation de l'étoile sur elle-même. Les exemples sont les étoiles qui ont une coloration étendue, qui affectent la luminosité de l'étoile, ou les étoiles qu'en raison de la vitesse de rotation élevée prennent la forme ellipsoïdale.

Ces sous-groupes sont à leur tour divisés en plusieurs types spécifiques, qui sont généralement libellés de leur prototype. Par exemple, novae naines ils sont appelés les variables U Geminorum, de la première étoile de ce type qui a été reconnu: U Geminorum.

Étoiles variables intrinsèques

étoile variable
La position de certaines variables dans le intrinsèque Schéma H-R.

Comme on l'a dit, les principaux sous-groupes des variables intrinsèques sont la variable pulsante, les éruptive et les cataclysmique.

boutons Variables

icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Bouton étoile variable.

Une étoile est une touche étoile se dilate en cadence et diminue son rayon. La pulsation se produit surtout dans des périodes régulières, mais parfois dans des périodes semi-régulières ou, plus rarement, de façon irrégulière. Avec la modification de la taille du rayon habituellement changer aussi l'ampleur et le spectre de l'étoile[11]. Les types les plus importants des variables pulsantes sont les suivantes:

Céphéides et d'autres intervalles réguliers

Ce groupe de variables comprend de nombreux types d'étoiles pulsantes qui dilatent et se contractent de façon régulière. en une trentaine d'années l'astronome Arthur Stanley Eddington Il a écrit les équations mathématiques qui décrivent l'instabilité à la base des pulsations stellaires. Le type le plus courant d'instabilité est liée aux différents degrés de ionisation le gaz dans les couches convective surface de l'étoile. Supposons que ces couches en raison de la force de la pesanteur précipiter vers l'intérieur de l'étoile; par conséquent, ils sont comprimés et sont chauffés en augmentant le degré d'ionisation des gaz qui les composent. En conséquence, ils deviennent plus terne un radiation provenant de l'intérieur de l'étoile, qui est ainsi capturé par le gaz, la production d'une nouvelle augmentation de la température. Lorsque celle-ci atteint un certain niveau, la couche commence à se développer en la diminuant. Cela produit une diminution du degré d'ionisation et, par conséquent, de l'opacité du gaz; cela se traduit par une libération plus élevée de la radiation provenant de l'intérieur de l'étoile, avec une conséquente diminution supplémentaire de la température. A ce stade, les couches extérieures sont à nouveau attirés vers le centre de l'étoile par gravité et le cycle recommence. Ce mécanisme à la base de l'impulsion est appelée "mécanisme κ"[12][13].

étoile variable
Arthur Stanley Eddington, le découvreur mécanisme κ.

Dans le mécanisme de Cepheid κ est produite par ionisation dell 'hélium. Dans une étoile normale classe A, fa ou sol, hélium est neutre en photosphère stellaire. Juste en dessous du photosphère, à des températures d'environ 25.000-30.000 K, commence la couche d'hélium II (hélium monoionico), tandis que la seconde ionisation d'hélium se produit à des températures de 35,000-50,000 K. L'hélium III (doublement ionisé) a une plus grande opacité de l'hélium II. Lorsque l'étoile diminue la température monte l'hélium II, ce qui provoque la perte d'un électron et sa transformation en hélium III. Compte tenu de son opacité accrue ce produit une nouvelle augmentation de la température. Lorsqu'un résultat de cette augmentation de la température étoiles il se dilate et se refroidit, l'hélium III recombine dans l'hélium II qui est plus ténu optiquement puis il se refroidit plus rapidement. Lorsque l'étoile se contracte à nouveau, la température augmente et l'hélium II perd une électron redevenant l'hélium III et de faire redémarrer le cycle[14].

Cepheid occupent dans la soi-disant schéma H-R bande d'instabilité, une partie du schéma qui coupe le séquence principale dans la région entre la classe A et les étoiles que la classe F (1-2 M) Et il étend presque verticalement (légèrement incliné vers la droite) à la plus brillantes étoiles[15].

En général, dans chacun des sous-groupes de Cepheid il existe une relation fixe entre la période de variation et magnitude absolue et star de la période et de la densité moyenne. La relation période-luminosité pour Céphéides a d'abord été remarqué par Henrietta Swan Leavitt en 1908[16].

Céphéides sont encore divisés en sous-groupes. Les plus importants sont: les variables céphéides classiques, Céphéides de type II (ou W VirginisVariables), RR Lyrae, les variables Delta Scuti et les variables SX Phoenicis.

Céphéides classiques
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Céphéide.

Les variables Céphéides classiques (ou Delta Cephei) sont des étoiles géants ou supergéantes jaune classe F6-spectral K2 et la population[17] pulser très régulièrement avec des périodes allant de l'ordre de quelques jours à plusieurs mois. Il est d'avoir une étoile masse 4-20 fois solaire[18] et une luminosité allant jusqu'à 100.000 fois celle du Soleil[19].

10 Septembre, 1784 Edward Pigott première variabilité observée de η Aquilae, Les premières Céphéides à découvrir. Cependant, le prototype de Céphéides classique est δ Cephei, reconnu comme variable John Goodricke quelques mois plus tard[20].

étoile variable
L'emplacement de la bande d'instabilité Schéma H-R.

Les cefedi sont d'une importance fondamentale en astronomie, car ils sont utilisés comme chandelles standard. En fait, leur luminosité absolue est en relation avec leur période de variation, bien que le métallicité Star a un rôle. En particulier, plus la période de pulsation, plus l'étoile. Une fois qu'il est établi avec une certaine précision cette relation entre la luminosité et la période, depuis la période de variation de l'étoile, on peut déduire sa luminosité absolue. Compte tenu de cela, et compte tenu de l'ampleur apparente de l'étoile, la distance est facile à calculer[16].

Les observations des Céphéides nous ont permis de déterminer les distances entre galaxies dans le Groupe local. Edwin Hubble Il les a utilisés pour montrer que la soi-disant les nébuleuses spirales étaient des galaxies réellement situé en dehors de la voie lactée[21].

la North Star est un Cepheid classique, même si elle a quelques particularités par rapport aux étoiles de cette classe[22].

Type II Céphéides
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Type II Cepheid, la variable W Virginis et Variable BL Herculis.

le type II ont Cepheid réguliers et une pulsation relation période-luminosité fixe, d'une manière similaire aux Ô les variables Cephei, alors qu'initialement avait été confondu avec celui-ci. Cependant, ils se distinguent des Cepheid classique qui, étant donné une certaine période, elles sont moins brillantes que 1,6 grandeurs par rapport à leurs cousins[23]. La période de leurs variations est comprise entre 1 et 50 jours[24]. Le type II Céphéides sont des étoiles population II, ayant pour conséquence une faible métallicité, observable en particulier dans 'halo galactique et amas globulaires. Comme mentionné ci-dessus, cependant, les céphéides classiques sont des étoiles de population I[24]. De plus, le type II Cepheid ont généralement une masse plus faible que les classiques, généralement entre 0,5 et 0,6 M[25]. Le type II Céphéides sont divisés en sous-groupes en fonction de la période et en particulier les sous-groupes les plus courants sont les variables BL Herculis (Période comprise entre 1 et 4 jours) et les variables W Virginis (10-20 jours). BL Elle a des étoiles qui fuient de branche horizontale tout géants et étendent leur faisceau et d'augmenter leur luminosité. Ils développent donc une noyau dégénéré de carbone et oxygène et ils commencent à fusionner l 'hélium et l 'hydrogène en deux coques extérieures à dégénérer noyau. Les variables W sont Vir étoiles appartenant à branche géante asymptotique (AGB), qui ont alors pleinement développé un noyau dégénéré carbone et d'oxygène[24][26]. Ils se retrouvent donc dans un stade évolutive plus avancé que RR Lyrae des variables, qui se distinguent pour la plus longue période. même la RV Tauri des variables Ils sont parfois classés comme type II Cepheid, même si elles ont la particularité de ne pas être tout à fait régulière[24].

RR Lyrae des variables
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: RR Lyrae variables.

Il est semblable à Céphéides, mais moins lumineux (environ 50 L[27]). Ils sont des étoiles de moyenne à faible masse (environ 0,7 M[27]) Et la population II, très pauvres en métal, qui a quitté le séquence principale et qui sont situés dans branche horizontale des géants, à savoir au stade de fusion commande central 'hélium[28]. Ils ont des périodes plus courtes, ainsi que celles des céphéides classiques que ceux du type II Céphéides (0,2 à 1,1 jours[27]) Et leur luminosité varie de 0,2 à 2 grandeurs[27]. Ils sont très fréquents dans amas globulaires, à l'intérieur qui représentent 90% des étoiles variables[29].

Variable Delta Scuti
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Variable Delta Scuti.

Les variables Delta Scuti (δ Sct) occupent la zone du diagramme H-R dans laquelle la bande d'instabilité traverse la séquence principale[30]. Ils sont donc étoiles de séquence principale ou sous-géantes (D'où leur nom céphéides naines[30]). Ils type spectral entre F8 et A2 et des masses comprises entre 1,5 et 2,5 M[30]. Puisqu'ils ne sont pas encore atteint le stade géant sont en moyenne céphéides classiques moins vives et les variables RR Lyrae aussi[30]. Comparé à d'autres Cepheid leurs périodes sont plus courtes (entre 0,03 et 0,3 jours) avec des amplitudes allant de 0,003 à 0,9 magnitudes[30]. Il se distingue également d'autres Cepheid superposé parce que la variation principale, en raison de pulsations radiales de l'étoile, sont également présents des variations mineures, en raison de pulsations non-radiales de l'étoile[31].

variables SX Phoenicis
étoile variable
L'image illustre la propagation de la pulsation de l'intérieur vers l'extérieur d'une étoile
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: variables SX Phoenicis.

Les variables SX Phoenicis sont similaires à des variables ô Scuti, mais par rapport à celle-ci sont beaucoup plus pauvres que les métaux, de manière à être classée étoiles sous-naines, qui occupent une région du diagramme H-R en correspondance avec la bande d'instabilité, mais disposée au-dessous de la séquence principale[32]. Comme les variables RR Lyrae ils se trouvent principalement dans les amas globulaires[32]. Par rapport à Scuti de leurs cousins ​​ont des variations de luminosité moins étendue (jusqu'à 0,7 magnitudes) et avec des périodes plus courtes (0,7 - 1,9 heures)[33].

longue période variable et semi-régulière

icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: variables à longue période et variable semi-régulière.

Les variables appartenant à ce sous-groupe, contrairement aux Céphéides, ne sont pas des périodes constantes. Leurs périodes peuvent changer d'un cycle à même considérablement, ou il est même possible d'identifier une période quelconque. Les étoiles appartiennent à ce sous-groupe sont des géants ou des supergéantes, et, lorsqu'ils sont présents, leur période de variation peut varier de quelques semaines à plusieurs années.

Ils tombent dans d'autres sous-groupes: les variables Mira, les variables semi-régulière et les variables lentille irrégulière.

Variables Mira
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: variable Mira.

Il est géant rouge, appartenant à classes spectrales M, C et S, sont arrivés à un stade très avancé de leur évolution[34]. Il est beaucoup plus brillantes étoiles du Soleil (3000 - 4000 L[35]) Et (beaucoup plus 200-300 R de faisceau[35]), Ayant une masse moyenne (1 - 1,5 M[36]), Et appartenant à la branche géante asymptotique, qui présentent de très fortes variations de luminosité (de 2,5 à 11 grandeurs, à savoir dans le passage du minimum au maximum, ils augmentent leur luminosité de 10 à 20 000 fois) dans les périodes de jour 80-1000[34]. En raison de leur instabilité, les variables Mira perdent de grandes quantités de poids (10-7 - 10-6 M par an), ce qui provoque la formation de nuages gaz dans leur environnement immédiat[35].

Les pulsations qui affectent les variables Mira sont généralement assez régulière, avec des périodes variables peu d'un cycle. Cependant, certains d'entre eux subissent des changements importants dans la période de quelques années, voire des décennies, beaucoup à arrêter dans certains cas, être variable de type Mira. Le mécanisme qui sous-tend les pulsations de ces variables n'a pas encore été bien compris, par opposition à celle du Cepheid. On croit que les pulsations régulières sont le résultat de l'opacité de quelques couche externe de l'étoile, tandis que les variations à grande échelle devraient dépendre des changements radicaux de la structure profonde de l'étoile, comme le déclenchement des couches d'hydrogène dans les régions juste au-dessus de la noyau stellaire[37].

la variable semi-régulière
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: variable semi-régulière.

Les étoiles variables sont des géants ou semi-régulière supergéantes appartenant à des classes spectrales intermédiaires qui présentent une périodicité considérable dans leurs changements de lumière, accompagnés ou parfois interrompues par diverses irrégularités. Les périodes allant de 2 à 2000 jours, tandis que la forme de la courbe de lumière peut être très différent d'un cycle à. L'amplitude de la variation peut varier de quelques centièmes de grandeur de plusieurs grandeurs, mais est habituellement de 1 ou 2 grandeurs de la bande visible[33]. Un exemple d'une variable semi-régulière est Bételgeuse, dont la grandeur apparente varie de 0,2 à 1,2[38].

ralentir les variables irrégulières
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: variables lente et irrégulière.

Il est généralement géants ou supergéantes de la classe K, M, S ou C[39] qui ne présentent pas de périodicité claire ou tout au plus une périodicité qui apparaît seulement de temps en temps. En réalité, il est souvent l'étoile pas très étudié et qui sont en fait régulière ou même semi-régulière, mais dont le temps n'a pas encore été identifié[33].

Étoiles bleues (O et B) avec des fréquences variables

Ces étoiles souvent géants ou supergéantes, appartenant à la première classe spectrale (O ou B), qui ont de faibles variations de luminosité sur de courtes périodes.

Les deux principaux sous-groupes de ces variables sont les variables Beta Cephei et les variables PV Telescopii.

Beta Cephei les variables
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Beta variables Cephei.

La Beta Cephei (β des variables Cèpes), appelle également, en particulier dans Europe, Beta Variable Canis Majoris[40], sont des étoiles de type spectral B0-B2 III-V, qui possèdent des masses comprises entre 10 et 20 M et en ce que dans le diagramme H-R sont placées légèrement au-dessus de la séquence principale, avec magnitude absolue entre -3 et -5, point de luminosité maximum d'une variable β Cephei correspond approximativement à la contraction maximale de l'étoile. En règle générale, les variables ß Cephei subissent des variations de luminosité de quelques centièmes de magnitude avec des périodes de 0,1 à 0,3 jours. Beaucoup d'entre eux ont plusieurs périodes qui se chevauchent[40].

étoile variable
l'étoile β Cephei, prototype de variables ß Cephei.

Ces étoiles ne doivent pas être confondus avec les Céphéides, qui prennent leur nom au lieu de δ Cephei. Cependant, bien que les deux classes de variables sont différentes, les mécanismes qui régissent leur variabilité sont en partie similaires. Si la variabilité des céphéides est due à la double ionisation de l'hélium, apparaissent la variabilité des étoiles bêta Cephei être due à la présence de fer dans les couches superficielles de ces étoiles et ses températures d'opacité remarquables d'environ 100,000-200,000 K. Les pulsations seraient alors en raison du mécanisme κ avec la participation de fer. La présence plus ou moins de fer déterminerait si une étoile massive est en passe de devenir un Beta Cephei ou moins[41].

La partie du diagramme H-R qui domine la séquence principale en correspondance de la première sous-classe de cette classe B est appelée bande d'instabilité de la β Cephei. Ceci est la même zone où se trouvent aussi Soyez étoiles et probablement le phénomène de β Cephei et que des étoiles Be sont connectés.[42]

Les variables PV Telescopii
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Variable PV Telescopii.

Ils sont des étoiles supergéantes de type spectral bp que, par rapport à d'autres étoiles de type B, ils ont une carence d'hydrogène, tandis que l'hélium et de carbone sont les plus abondantes de la norme[43]. Ils présentent des changements dans la luminosité ayant une amplitude d'environ 0,1 grandeurs dans des périodes de 0,1 - 1 jour[33].

Variable RV Tauri

icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: RV Tauri variables.

Ce sont des géants ou supergéante jaune[44] en alternance deux périodes qui se chevauchent, dont le principal doit être la fréquence fondamentale, tandis que le secondaire devrait être le premier harmonique[45]. Quand ils sont à la luminosité maximale se classe spectrale F ou G, tandis que le minimum sont de la classe K ou M[33]. Parmi deux passes minimum primaire 30-150 jours[33], tandis que l'amplitude des variations est d'environ 1 ou 2 grandeurs, bien que dans certains cas, est supérieur à 3 grandeurs[45]. Ils ne sont que partiellement régulière parce que la principale et la période secondaire peuvent échanger progressivement ou soudainement; En outre, ils ont des épisodes de comportement chaotique et complètement erratique[45].

Ce sont des étoiles dans un état avancé de l'évolution, ou appartenant à la branche géante asymptotique ou même une étape suivante, à savoir qu'ils sont parfois des objets post-AGB[45]. Il a été suggéré que la majorité d'entre eux sont binaire entouré par un disque de poussière[46]. Ils sont parfois considérés comme une sous-classe particulière de Type II Céphéides[24].

Variables Alpha Cygni

icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: variables Alpha Cygni.

Il est habituellement de supergéantes de type spectral AEP ou Bep, qui varie en luminosité de 0.1 grandeurs. Ils ont beaucoup de variabilité des cycles qui se chevauchent, avec des périodes allant de plusieurs jours à plusieurs semaines. On pense que leur variabilité est due à la non-radiales des pulsations de surface stellaire[47]. Il est difficile d'étudier parce que les variables qui ont de faibles variations avec des périodes assez longues[48].

Blanc boutons naines

icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: bouton blanc Nana.

Une naine blanche pulsatoire est une naine blanche dont la luminosité varie en raison de ses pulsations Les ondes de gravité non radiale. Ces étoiles ont de courtes périodes allant de quelques centaines à quelques milliers de secondes et les fluctuations de luminosité dans l'ordre de 0,001 à 0,2 grandeurs. Souvent, ils ont de nombreuses périodes de chevauchement[33]. En général, le pouls sont stables, mais parfois il semble instabilités de plusieurs heures au cours de laquelle les périodes irrégulières. Ils sont probablement en raison de l'interaction des différentes périodes de changement[49]. Blanc boutons naines sont divisés en plusieurs sous-groupes déterminés par éléments dominante dans leur atmosphères. en ZZ Ceti, ou naine blanche de type spectral DAV, l'élément dominant est l'hydrogène[50]. Au lieu de cela, dans les naines blanches DVB ou son V777 l'élément dominant est l'hélium[51]. Enfin, dans les variables GW Vir l'atmosphère est dominée par l'hélium, carbone et oxygène; ils sont parfois divisés en sous-types DOV et PNNV[52][53].

les variables éruptives

étoile variable
animation Superflare eu lieu dans 2000 en vedettariat de XZ Tauri, formé par deux éruptif les variables T Tauri.

Les variables éruptives sont des étoiles qui changent leur luminosité due à des processus violents et fusées éclairantes qui ont lieu dans leur cromosfere ou dans leur couronnes. Cette variation de luminosité est liée à une éruption, à savoir une forte expansion, qui, si l'entité donnée, peut entraîner la libération des couches les plus externes de l'étoile, dans l'espace environnant[33].

La classe de variables éruptives est très hétérogène car les éruptions sont générés par de multiples mécanismes, parmi eux très différents[54]. Une façon de les classer est de distinguer la phase d'évolution dans laquelle l'étoile est. On peut alors diviser les variables de classe éruptives dans:

Enfin, étoiles binaires activité éruptive qui est causée d'être binaires proches. ces systèmes stellaires Ils sont rassemblés dans une classe spéciale:

Éruptif pré-séquence principale

Les étoiles de la séquence pré-principales sont des objets en phase la formation des étoiles, qui n'a pas encore terminé le processus qui mène nuage moléculaire pour devenir une vraie star. La plupart d'entre eux présentent des phénomènes de variabilité. Les deux principaux sous-groupes de ces variables sont: étoiles Ae / Be Herbig, les variables Orion.

Étoiles Ae / Be Herbig
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Herbig Ae / Be étoiles.

Ces étoiles de pré-principale moyenne à grande séquence (2-8 M) De type spectral A ou B, cela ne toujours pas fusionner un atome d'hydrogène dans leurs noyaux, placés dans le diagramme H-R sur la droite de la séquence principale. Ils ont un excès de rayonnement infrarouge, en raison de la présence d'enveloppes de gaz ou disques protoplanétaires[55]. Les étoiles Ae / Be Herbig présentent parfois une grande variabilité est considérée comme due à la présence d'un épaississement ou planétésimaux dans le disque circumstellaire. L'amplitude des variations est autour d'une grandeur. Au minimum, le rayonnement de l'étoile bleuit à cause de polarisation à laquelle il est soumis[55] (Ceci est le même phénomène qui fait que le ciel de la Terre bleu).

Variables d'Orion
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: variable Orion.

Ce sont des étoiles de pré-séquence principale petite moyenne (< 2 M) Immergé dans nébuleuses diffuses, présentant des phénomènes de variabilité irrégulière excursion de 3-6 grandeurs. Ils sont divisés à leur tour en deux sous-classes: la étoiles T Tauri (Y compris le sous-groupe de EX Lupi ou Exor) Et FU Orionis (ou dehors).

étoile variable
T Tauri, prototype de 'classe homonymie des étoiles pré-séquence principale. Notez la nébuleuse entourant l'étoile.
  • Les étoiles T Tauri sont reconnaissables par le fait que les émissions actuelles par lithium, métal habituellement détruits par les températures élevées des noyaux d'étoiles de la séquence principale, dont la présence est donc un signe de la jeunesse de l'étoile[56]. La variabilité des T Tauri atteint généralement autour de 3 grandeurs et est irrégulière et imprévisible. Bien que pas connu avec précision le mécanisme à sa base, on croit que cela est dû à l'instabilité dans le disque circumstellaire, ces activités violentes atmosphère stellaire ou au mouvement des nuages ​​de poussière et de gaz dans les environs nébulosités[57].
  • Les étoiles FU Orionis présentent les phénomènes les plus violents de la variabilité parmi ceux des variables éruptives de la pré-séquence principale. Leur amplitude peut en effet arriver à 6 grandeurs. Le sablage est probablement déterminée instabilité thermique de la partie la plus interne du disque circumstellaire, qu'en élevant sa température ionise l'hydrogène dont il est composé. Sa durée est liée à viscosité de la région ionisée. L'éruption commence à décliner lorsque la partie la plus interne du disque tombe sur l'étoile centrale, en abaissant la température et l'hydrogène permettant de se recombiner. A ce stade, un autre gaz provenant des régions externes du disque commence à s'accumuler dans la partie centrale, de sorte que lorsque la masse atteint une valeur critique, la température augmente jusqu'à un niveau suffisant pour provoquer l'ionisation de l'hydrogène et de redémarrer le cycle. Il est possible que les variables FU Orionis ne sont qu'une étape dans l'évolution des T Tauri T Tauri et qui devrait être rencontré plus d'épisodes FU Orionis au cours de leur évolution[58].

séquence principale éruptif

Les étoiles de séquence principale ne sont pas pour le type éruptive plus variable. Cependant, il est courant parmi les étoiles moins massives séquence principale (classe spectrale K et M), qui sont soumis à fusées éclairantes.

étoiles flare
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: étoile éruptive.

Les étoiles éruptives, aussi connu comme la variable UV Ceti, sont des étoiles de la séquence principale faibles de type spectral K ou M qui présentent parfois une augmentation de luminosité de quelques dixièmes d'une grandeur et les six grandeurs. Bien que l'augmentation se produit sur tous les longueurs d'onde, il est particulièrement marquée dans 'ultra-violet. Le maximum est atteint au bout de quelques secondes dans la projection; l'étoile revient alors à sa luminosité habituelle en quelques dizaines de minutes[33]. L'intervalle entre une fusée et une autre peut varier de quelques heures à quelques jours[59].

étoile variable
Représentation artistique EV Lacertae, une étoile torchère constellation du Lézard.

Les variables Ceti UV ont des masses entre 0,1 et 0,6 M. Beaucoup d'entre eux font partie des jeunes associations stellaires et beaucoup sont des étoiles binaires, mais il y a des étoiles flare vieux et unique. On pense que les fusées sont très semblables à ceux qui se produisent dans le Soleil et ils sont liés à la reconnexion magnétique dans l'étoile: un point de champ magnétique présent dans l'atmosphère en raison de la stellaire les courants de convection portant 'énergie thermique sur la surface, il se réarrange en un niveau d'énergie plus faible: l'énergie est transférée à l'excès plasma environnant, qui est chauffée et accélérée très rapidement. Le plasma émet alors principalement dans l'ultraviolet et même dans la bande de Rayons X produire l'explosion. La différence entre les éruptions qui se produisent dans le Soleil et ceux qui ont lieu dans la variable UV Ceti est la taille: alors que les éruptions solaires affectent quelques milliers de kilomètres de surface, celles qui ont lieu dans les variables UV Ceti affectant des parties importantes de la surface, peut-être jusqu'à un cinquième du total. Cela produit une augmentation significative de la luminosité de l'étoile[60].

beaucoup naine rouge dans le quartier solaire sont des étoiles flare. En voici quelques exemples Proxima Centauri et loup 359.

Géants et supergéantes

Les étoiles géantes et supergéantes perdent de grandes quantités de matière. Dans ce type d'étoiles, en particulier ceux de la grande masse, les éruptions sont très fréquentes. Parmi les étoiles géantes et supergéantes nous éruptives, nous pouvons distinguer les variables de type Wolf-Rayet, les variables S Doradus, les variables gamma Cassiopeiae et les variables R Coronae Borealis.

Wolf-Rayet Variables
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Wolf-Rayet étoiles.

Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles massives (au moins 20 M un ZAMS) Venez étudier très évolué de leur existence, qui ont des lignes très fortes dans leurs spectres d'hélium, dell 'azote, la carbone et dell 'oxygène. On pense qu'ils sont des étoiles qui, à cause des vents stellaires intenses, ils chassèrent leurs couches supérieures, riches en hydrogène, couches riches de découvrir les produits cycle CNO et processus triple-alpha[61]. Le vent stellaire des étoiles Wolf-Rayet sont très rapides (entre 1000 et 5000 km / s[61]) Et imposent des pertes de masse de l'étoile, dans l'ordre d'un masse solaire tous les 100.000 ans[62].

Les étoiles de Wolf-Rayet subissent des changements de luminosité avec période irrégulière et amplitude avec une moyenne de 0,1 magnitudes. Ils sont probablement produites par des irrégularités dans le vent stellaire de l'étoile[63].

Variables de Doradus
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: variables bleu lumineux.
étoile variable
η Carinae, l'un des plus connus des variables S Doradus. la nébuleuse bipolaire visible sur la photo a été émis par l'une des explosions dans lequel l'étoile va périodiquement l'objet.

Aussi appelé « variables LBV », un acronyme de 'Anglais la variable lumineuse bleue, bleu légère variable, sont des étoiles supergéantes ou hypergiants classe O ou B, des centaines de milliers de fois, voire des millions de fois plus brillante que le soleil: la plupart des étoiles sont intrinsèquement connues lumineuses variables S Doradus. Il est une phase dans l'évolution des étoiles les plus massives (> 45 M[61]); en raison de la rareté des étoiles massives si grand et le petit temps astronomiquement ils passent dans les variables de phase LBV (environ un million d'années), ils seulement quelques dizaines sont connus[64]. Petites variations de subir des périodes de luminosité mesurables dans des dizaines de jours en alternance avec des éruptions impliquant des pertes de masse de quelques millièmes de M et qui se produisent dans des périodes de l'ordre de quelques dizaines d'années[65]. De plus, dans les délais d'une durée de quelques siècles, les variables LBV doivent faire l'objet d'explosions gigantesques qui impliquent la perte de masse importante (1 M ou plus)[65] et qui entraînent une augmentation de la luminosité jusqu'à 7 grandeurs[66]. Bien que les mécanismes qui causent les éruptions sont ne sont toujours pas bien compris, ils semblent être liés à une étoile produit par l'excès d'énergie, ce qui conduit à parfois dépasser la limite d'Eddington[65]. Exemples de variables sont LBV η Carinae et P Cygni.

Variable Gamma Cassiopeiae
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Variable Gamma Cassiopeiae.

Ils sont des étoiles de type spectral BIII système IVE qui gravitent autour d'eux-mêmes très rapidement, à des vitesses allant jusqu'à 450 km / s à 'équateur[67]. Leur luminosité varie jusqu'à 1,5 magnitudes de façon erratique[33]. La cause des variations se trouve dans la grande vitesse de rotation de l'étoile, ce qui réduit l'effet de gravité l'équateur. Le rayonnement remarquable provenant de l'étoile (sont généralement des milliers de fois plus lumineux que le Soleil), ainsi que l'attraction gravitationnelle diminuée, elle produit une perte, à l'équateur, de matériau qui est disposé dans un disque circumstellaire et qu'en raison de la présence d'évidentes et subtiles raies d'absorption en spectre star[67]. Les changements sont liés à l'apparition cyclique et la disparition du disque circumstellaire et les changements auxquels va de même pour répondre[67].

Variables R Coronae Borealis
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: la variable R Coronae Borealis.

Ces étoiles sont également appelés inverse novae à intervalles irréguliers, car ils diminuent leur luminosité de 1 - 9 grandeurs (par exemple de 2,5 à 4000 fois); ils reviennent ensuite lentement à leur luminosité normale dans des périodes allant de quelques jours à plusieurs années. Dans ces variations se superposent d'autres, de quelques dixièmes de grandeur et ayant des périodes de 30-100 jours, en raison de l'étoile battemens[33]. On croit que les principaux changements sont dus à la formation de nuages ​​de circumstellaire de carbone: les R Coronae Borealis des quantités importantes de carbone des variables excrètent qui, lorsqu'ils atteignent une distance suffisante de l'étoile, ils assez froid pour se condenser sous forme de nuages ​​qui protègent partiellement la lumière de l'étoile; suite à la la pression de radiation de la lumière et vent stellaire émis balayage de l'étoile permettant à ces nuages ​​de nouveau à la lumière de l'étoile pour atteindre la Terre, jusqu'à ce que la formation de nouveaux nuages ​​détermine une nouvelle gradation de starlight[68].

Les variables R Coronae Borealis sont généralement supergéantes de la classe F ou G extrêmement déficit d'hydrogène et très riches en carbone[69]. Leur formation est pas encore clair, mais il est certain que ne se fait pas par des procédés usuels de la formation des étoiles. L'une des hypothèses est qu'ils sont le résultat de la fusion de deux naines blanches[70].

Binary Etoiles éruptive

Variables RS Canum Venaticorum
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Variable RS Canum Venaticorum.

Ils sont caractérisés par des étoiles binaires proches cromosfere Active et intense magnétisme, qui sont la cause de leur variation de luminosité. La période de variation est, en général, à proximité de la période du système binaire. Parfois, ce type de variation est superposée sur une autre variante en raison du fait que les deux composants éclipse l'une avec l'autre. La fluctuation de la luminosité typique est de 0,2 grandeurs[33].

Dans les étoiles RS des variables Canum Venaticorum, l'une des deux composantes du système binaire, les plus massives et ont évolué, généralement de la classe spectrale G ou K, elle se caractérise par un magnétisme intense qui conduit à l'apparition d'un grand étoiles spots, qui peut arriver à couvrir 50% de la surface de l'étoile. La variabilité est déterminée précisément par la présence de taches telles que, par rotation, l'étoile expose alternativement l'observateur la zone affectée par les taches et non affectés.

Ce type de variables présentent une chromosphère active et sont également connus pour émettre Rayons X: Ces émissions ont été interprétées comme liées à couronnes très chaud. En outre, il est supposé que les zones concernées sont soumises à l'activité des fusées éclairantes magnétiques de l'énergie, qui sont des sources de rayonnement ultraviolet et les rayons X.

L'activité magnétique impressionnante de ces variables doit en quelque sorte être lié aux interactions avec son partenaire, puisque toutes les étoiles de ce type se trouvent dans les systèmes binaires. Cependant, il ne sait pas encore le mécanisme exact qui donne lieu à de telles activités. En fait, bien qu'il soit cependant binaire étroite, chacun de ses composants est bien dans sa lobe de Roche et donc l'échange de matériel entre les deux étoiles sont négligeables[71].

Étoiles et explosifs variables cataclysmiques

Les variables cataclysmiques ou explosives se caractérisent dès le début de réactions thermonucléaires dans des parties substantielles de la surface ou du noyau de l'étoile. Cela permet de libérer rapidement une grande quantité d'énergie. Certains des sous-groupes les plus importants de ce type de variables sont les suivantes:

  • supernovae, produit par l'explosion d'une étoile massive ou une naine blanche.
  • novae, produite par l'explosion des couches de surface d'une naine blanche.
  • novae naines, produit par l'instabilité d'un disque d'accrétion, autour d'un nain blanc.
  • Z Andromedae Variables, systèmes binaires constitués d'un géant rouge et une étoile bleue, qui partagent la même enveloppe de gaz.

supernovae

icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: supernova.
étoile variable
la nébuleuse du Crabe, l'un des plus connus les restes de supernova.

Les supernovae sont l'un des événements les plus énergiques de l'univers entier: une supernova en quelques secondes émet plus d'énergie dans son ensemble galaxie, augmentant sa luminosité jusqu'à 20 grandeurs (100 millions de fois la luminosité d'origine), puis diminuer lentement dans les mois qui ont suivi l'événement[33].

Supernovae se produisent quand une naine blanche ou le noyau d'une étoile massive atteint la limite de Chandrasekhar, l'effondrement. L'effondrement libre d'une grande quantité d'énergie qui détone l'étoile: les couches les plus externes sont jetés dans l'espace à une vitesse de plusieurs milliers de km / s et forment une nébuleuse, appelée reste supernova, tandis que le noyau de la naine étoile ou blanc ou est comprimé dans un étoile à neutrons ou complètement désintégré[72].

Supernovae se distinguent parmi eux pour le genre d'objet qui atteint la limite de Chandrasekhar[73]. ceux type Ia sont des systèmes binaires généralement où un nain blanc Il reçoit la masse Il a évolué à partir d'un compagnon jusqu'à ce qu'il atteigne la limite de Chandrasekhar. Comme cette limite est égale pour toutes les étoiles, la luminosité absolue de ce type de supernovae est presque constante et peut être utilisé pour la mesure de la distance des autres galaxies. Au lieu de cela, dans Type II supernovae est une étoile beaucoup plus massive que le Soleil exploser: Ces étoiles développer un noyau de fer Vous ne pouvez pas engager des processus supplémentaires fusion. Lorsque la masse du noyau atteint la limite de Chandrasekhar, il s'effondre, donnant lieu à la supernova. la le type supernovae Ib et Ic Ils sont plutôt produits par l'explosion d'une étoile massive qui a perdu son enveloppe d'hydrogène, comme une étoile Wolf-Rayet.

novae

icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: nova.

produit également dans des explosions novae de grandes proportions, mais contrairement à la suite supernovae est la destruction de l'étoile progénitrices. Ils proviennent de l'accumulation de matière sur la surface d'une naine blanche provenant d'un partenaire proche, généralement une classe spectrale géante ou K ou M. sous-géante Quand le cours du gaz accumulés densité et la température critique, les réactions de fusion de déclenchement, en raison de la condition dégénéré où le matériau se trouve, d'accélérer de façon explosive. L'explosion convertit en un court laps de temps une grande quantité d'hydrogène en éléments plus lourds; l'énergie libérée balaie l'hydrogène restant de la naine blanche, la brillance de impennandone[74]. La luminosité peut augmenter de 8 - 15 grandeurs[75] puis revenir à celui de départ pour des périodes allant de quelques jours à plusieurs années. Car après l'explosion, le matériau peut commencer à accumuler sur la surface de la naine blanche, les candidats peuvent se produire des explosions, dont entrecoupées de périodes qui peuvent aller de quelques dizaines d'années, voire des millénaires.

Novae sont divisés en fonction du temps qu'ils prennent pour diminuer leur luminosité de 2 - 3 grandeurs après l'explosion. un nova rapide prend moins de 25 jours, alors qu'un nova lente Elle emploie plus de 80 jours[76].

Tout au long de l'histoire de nombreux novae ont été enregistrés visible l'oeil nu: Est-ce les plus brillants de la CP Puppis, que 1942 atteint l'ampleur -0,2[77].

étoile variable
Représentation artistique d'un naine blanche ce qui enlève de la matière à son compagnon

novae naines

icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: nova naine.

Même dans les novae naines une naine blanche reçoit un matériau à partir d'un compagnon proche, mais dans ce cas, la variabilité est pas déterminée par la détonation de la couche d'hydrogène qui est déposée sur la naine blanche, mais l'instabilité du disque d'accrétion qui est formée autour de la naine blanche reçoit progressivement la matière à partir de son compagnon. En particulier, périodiquement le disque d'accrétion atteint la température critique est de nature à modifier la viscosité et de ce fait effondrements sur la surface de la naine blanche, avec une libération conséquente de énergie potentielle gravitationnel et en augmentant la luminosité[78][79].

La luminosité de novae naines est inférieur à celui des novae classiques sur 5 grandeurs, alors que leur période est mesurée en jours ou en mois. La luminosité de l'explosion semble être liée inversement à leur période, ce qui suggère que la nova naine peut être utilisé comme chandelles standard[78].

Nain novae sont divisés en trois sous-types:

  • la les variables U Geminorum présentant des explosions qui augmentent leur luminosité de 2 - 6 grandeurs et qui ont une durée d'un ou deux jours. Dans les jours qui ont suivi le système retourne à sa luminosité habituelle. Ils sont aussi appelés SS Cygni des variables de leur prototype variante, SS Cygni, qui effectue périodiquement les plus brillants événements de ce sous-type de variables[80].
  • la SU Ursae Majoris les variables Ils sont caractérisés par deux types d'explosions appelées normal et supermassimi. Les explosions normales sont semblables à celles qui se produisent dans les variables U Geminorum, tandis que les supermassimi sont 2 grandeurs plus lumineux, les 5 dernières fois plus longtemps et sont moins fréquentes trois fois. Habituellement, la période orbitale de ce système est inférieur à 2,5 heures[80].
  • la les variables Z Camelopardalis Ils diffèrent des variables U Geminorum car souvent après l'explosion ne serait pas revenir à leur éclat d'origine, mais présentent une mi-chemin de luminosité entre le maximum et le minimum. L'amplitude des variations est de 2 - 5 amplitudes, tandis que les périodes sont de 10 - 40 jours[80].

Z Andromedae Variables

Il est un groupe très hétérogène de variables systèmes symbiotiques se composent d'un géant rouge, ce qui est souvent Mira variables, et une étoile à chaud, qui peut être une étoile de la séquence principale, une naine blanche ou une étoile à neutrons. Le géant rouge perd de sa masse au profit de l'autre composant; une partie du matériau perdu de la forme géant dans ces systèmes d'une enveloppe de gaz et de poussière qui contient les deux composants. Cette enveloppe, excité par rayonnement à partir du composant chaud, il est responsable de la présence de raies d'émission dans le spectre de ces variables, ce qui constitue leur caractéristique. subir périodiquement des explosions similaires à celles des novae classiques, qui augmentent la luminosité de magnitude 4, suivi par des oscillations quasi-périodiques[81].

Étoiles variables extrinsèques

Les variables extrinsèques ne présentent pas de réels changements de luminosité. Cependant, il apparaît des variables, si vu de la Terre, car la quantité de rayonnement qui atteint est pas constante au fil du temps. Ils peuvent être divisés en deux sous-groupes principaux, selon les deux principales raisons pour lesquelles l'étoile apparaît extrinsèquement variable:

  • Rotation des étoiles variables, dont la variabilité est due à la rotation de l'étoile sur son axe et l'exposition d'observation de différentes parties de la surface de l'étoile dans le cours du temps.
  • éclipsant binaire, à savoir les systèmes binaires dans lesquels le plan orbital des deux étoiles, il est si bien aligné avec la ligne de l'observateur de la vue que les deux composants montrent éclipse mutuelle.

Étoiles en rotation des variables

La variabilité de ces étoiles est déterminée par le mouvement de rotation autour de son axe. Si la surface stellaire est inégale pour une raison quelconque et est donc plus brillante dans certaines régions que dans d'autres, dans son mouvement de rotation de l'observateur d'exposition étoile à tour les plus brillants et les régions les moins brillantes. Cela se traduira par une variation apparente de sa luminosité. Les étoiles les variables de rotation sont divisées sur la base des raisons pour lesquelles la surface stellaire n'est pas homogène:

Variables non sphériques

les variables ellipsoïdales
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: ellipsoïde de rotation variable.

Ces variables sont des systèmes composés d'étoiles très proches qui, en raison de leurs forces de marée mutuelles, prennent des formes ellipsoïdale. aucun binaires à éclipses, mais leur variabilité est due à la diversité des 'zone des surfaces stellaires visibles face à un observateur pendant le mouvement des composants dans leurs orbites. Les pics de luminosité se produisent lorsque l'étoile tourne surfaces d'observation des zones plus étendues[82].

stellaires taches

Les taches étoiles sont similaires à taches solaires. Si vous êtes très vaste, impliquant des parties importantes de la surface stellaire, chromosphère de l'étoile varie en luminosité pour faire varier la région exposée. Les variations représentent habituellement quelques dixièmes de grandeur. Il existe deux sous-types de variables de ce type: les variables FK Chevelure de Bérénice et les variables PAR Draconis.

FK Chevelure Berenices Variables
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: FK Chevelure de Bérénice variable.
étoile variable
Gros plan d'une tache solaire à 'ultra-violet. la étoiles spots Ils sont la source de la variabilité des variables avec des taches.

Il est de type géant G ou K en rotation rapide (~ 100 km / s à l'équateur), puis de forme ellipsoïdale. Ils ont une compréhension activité chromosphérique mis en évidence par les raies d'émission du football et parfois un atome d'hydrogène. Leur variabilité est causée par la présence d'une surface irrégulière brillante: par conséquent, la période de variation est égale à celle de la rotation de l'étoile et peut varier de quelques heures à quelques jours, alors que l'amplitude des variations est d'environ quelques dixièmes de ampleur[33].

Parce que d'habitude les étoiles géantes, augmentation de la taille, diminuer leur vitesse en raison de loi de conservation du moment angulaire, vous devez expliquer pourquoi ce type de rotation géant si rapidement: ils peuvent être le résultat de la fusion de deux Binaire en contact ou ont été, au cours de leur phase de séquence principale de type A très grande vitesse de rotation. Enfin, si elles sont situées dans des systèmes binaires proches, leur grande vitesse peut être le résultat de la synchronisation de la période de rotation avec celle de révolution[83].

Variable PAR Draconis
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Par variable Draconis.

Les variables par Draconis sont les principales étoiles de la séquence appartenant aux classes spectrales K et M qui ont une activité significative et chromosphérique étoile étendue des taches responsable d'un changement de luminosité d'un maximum de 0,5 magnitude. La période de changement, entre quelques heures et quelques mois, est égal à celui de la rotation de l'étoile sur elle-même[84]. Certaines variables par Draconis effectuent périodique fusées éclairantes et donc ils sont également classés comme UV des variables Ceti[85]

Variables magnétiques

Ces étoiles ont des champs magnétiques puissants. La rotation de l'axe d'étoile n'est pas aligné par rapport à celle du champ magnétique: en conséquence le champ magnétique semble avoir des valeurs différentes que l'étoile tourne sur lui-même, car il sera exposé de temps en temps aux observateurs les différentes parties de celui-ci. Cela produit une variation apparente de la luminosité de l'étoile. Les variables magnétiques peuvent être divisées en variables alpha2 canum Venaticorum, dans les variables SX Arietis et les variables optiques pulsar. On ne sait pas si les deux premières classes sont en fait séparés.

Alpha-2 Canum Venaticorum Variables
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Alfa2 Canum Venaticorum variable.

Les variables Alfa2 Canum Venaticorum (α2 CVN) sont étoiles particulières la séquence principale de type spectral entre B8p et A7P. Ils ont des champs magnétiques puissants et des lignes dans leurs spectres ont marqué la silicium, la strontium et chrome. Leur luminosité varie de 0,01 - 0,1 amplitudes au cours des périodes de 0,5 - 160 jours[33]. En plus de la luminosité varie leur champ magnétique, ainsi que l'intensité de leurs lignes spectrales. On pense que la période de tous ces changements est identique à la période de rotation: en effet, la répartition des métaux dans 'atmosphère de ces étoiles est irrégulière en raison de leur magnétisme intense, de sorte que la luminosité de surface varie d'un point à l'autre de la surface[86].

SX Arietis Variables
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Variable SX Arietis.

Ils sont des étoiles avec des caractéristiques très similaires à celles des variables α2 CVn mais caractérisé par des températures de surface élevées. Ils sont des étoiles particulières de type spectral B0P - B8p qui présentent des champs magnétiques puissants et des lignes fortes de 'il I et la il III. Elles vont de 0,1 amplitudes au cours des périodes d'environ un jour[33]. Étant donné que la seule différence entre eux et les variables alpha2 CVn consiste dans la classe spectrale, on ne sait pas si elle est effectivement nécessaire de distinguer deux classes et non pas plutôt les combiner en une seule classe[87].

les variables optiques Pulsar
étoile variable
Vue schématique d'un pulsar. La sphère dans le centre représente étoile à neutrons, les courbes des lignes champ magnétique et les cônes des zones d'émission. Notez le non-alignement entre l'axe de rotation et le champ magnétique.
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: pulsar.

Les pulsars sont Les étoiles à neutrons qui tournent très rapidement sur elles-mêmes et qui possèdent un très fort champ magnétique ne soit pas aligné avec l'axe de rotation. la un rayonnement électromagnétique émise par l'étoile, il est transporté par le champ magnétique dans les cônes étroits qui, en raison de la non-alignement du champ, apparaissent et disparaissent observateur pendant le mouvement de rotation de l'étoile. Habituellement, le rayonnement émis appartient à fréquence tout les ondes radio, mais certains pulsars émettent également la bande visible: Elles sont appelées pulsars les variables optiques pulsar. Les périodes sont très courtes en raison de la grande vitesse de rotation, entre 4 ms et 4 s. L'amplitude de la variation dans le domaine visible peut être jusqu'à 0,8 magnitudes[33].

les variables éclipsant

Ce sont des systèmes binaires dans lequel les deux composants éclipse de l'autre, ce qui provoque une diminution apparente de la luminosité. Certains de ces systèmes ont deux minima, un plus important lorsque l'étoile secondaire éclipses primaire, l'autre moins prononcé lorsque le primaire à l'éclipse secondaire. Le minimum plus prononcé est appelé primaire, l'autre secondaire. Les variables éclipses sont divisées sur la base des caractéristiques physiques et de développement du système: ces caractéristiques sont à l'origine des différentes courbes de lumière. Les principaux sous-types sont les variables Algol, les variables Beta Lyrae et les variables W Ursae Majoris. Enfin, les instruments plus précis disponibles pour les astronomes ont permis de localiser aussi certaine éclipse de la présence d'une planète en orbite autour d'une étoile.

les variables Algol

étoile variable
Un type binaire Algol éclipses, avec un graphique montrant la variation de la luminosité du système.
étoile variable
Animation montrant les caractéristiques et la courbe de lumière d'une éclipse de binaire de type β Lyr, dans lequel il y a un transfert de matière.
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: la variable Algol.

les variables Algol (Β Persei) ont une luminosité constante intercalées avec une ou deux minima[33]. La période écoulée entre deux minima est très lisse, car dépendant du mouvement de révolution du système: il est généralement court disparaître les deux composants doivent être assez proches les uns des autres. La période la plus courte connue est de 2 heures et 48 minutes, et fait partie de l'étoile HW Virginis. Le plus long est d'environ 9892 jours (27 ans) et est l'étoile ε Aurigae.

Les composants d'une étoile système binaire de type Algol ont façonné sphérique ou, au plus, un peu ellipsoïdale. Cette caractéristique différencie la Beta Lyrae les variables et de les variables W Ursae Majoris, dans lequel les deux composants sont si proches que d'être fortement déformée par les effets gravitationnel[88], et aussi vous permet de distinguer nettement la courbe de lumière les moments où l'éclipse commence et se termine, car il y a une distinction claire entre le minimum et le maximum, dans lequel la courbe est constante au fil du temps[33].

L'amplitude de la variation de luminosité dépend de la partialité ou la totalité de l'éclipse et peut passer d'une magnitude centième à une certaine ampleur[89]. La plus grande variation est connue magnitudes de 3,4 (V342 Aquilae). Les composants des systèmes de type Algol peuvent avoir tout type spectral, bien que dans la plupart des cas, ils sont de type B, A, F ou G.

Beta Lyrae les variables

icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Beta variables Lyrae.

Ces systèmes sont généralement constitués de composants massifs appartenant à la classe spectrale B ou A, souvent dans un état avancé de l'évolution, très proches les uns des autres. L'attraction mutuelle déforme nettement la forme des deux étoiles qui deviennent nettement elliptique; De plus, il y a un échange de matériel entre les deux composants. En raison de la proximité de l'échange de gaz et les changements de luminosité en continu au fil du temps, donc il est difficile de distinguer le début et la fin de l'éclipse. En général, l'amplitude des variations est inférieure à 2 grandeurs[90]. Les périodes de moins coïncident avec le mouvement de la révolution et sont très courts, étant donné la proximité des deux composants, habituellement quelques jours[33].

Certains de ces systèmes sont des éruptions soudaines en raison de l'instabilité disque d'accrétion, il est souvent difficile de les distinguer des les variables Z Andromedae[91].

Variables W Ursae Majoris

icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Variable W Ursae Majoris.

il est Binaire en contact, à-dire si proche étoile binaire que leurs surfaces se touchent. La proximité de provoquer d'importants échanges de matériel entre les deux composants qui viennent partager la même atmosphère, puis d'avoir des températures de surface égales. Leur forme est très déformée attraction mutuelle et nettement ellipsoïdale[92]. On pense que les variables W Ursae Majoris sont formées à partir de binaires détachés approchant les uns aux autres en raison des pertes dans leur moment cinétique[93].

Ils ont des périodes très courtes variations comprises entre 6 heures et un jour, en raison de la proximité des deux composants[94]. De plus, la courbe de lumière est très arrondie, avec des variations continues au fil du temps, ce qui rend impossible d'établir le début et la fin de l'éclipse. Le minimum ont à peu près égale à la profondeur, ce qui rend parfois difficile de distinguer le minimum principal du secondaire: cela est dû au fait que la température de surface des deux composants est la même, même si les masses sont différentes[95]. Les variations de luminosité sont attestées entre 0,1 et 1 grandeurs[92].

transits planétaires

étoile variable
Le transit d'un planète sur son étoile. Au bas du graphique de courbe de lumière.
icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Méthode de transit.

Les étoiles peuvent être éclipsés, ainsi que d'autres étoiles, même de possible planètes cette orbite autour d'eux. Depuis une planète est beaucoup plus petite qu'une étoile, il produit des variations de luminosité plus petites, de l'ordre maximum de quelques millièmes de grandeur[96]. Pour détecter ces éclipses sont donc nécessaires des instruments très précis. Un autre problème consiste dans la difficulté avec laquelle il est possible de distinguer les variations de la luminosité déterminée par la présence d'une planète à partir de celles déterminées par la présence de taches ou par la présence d'éclipses partielles d'une autre étoile[97]. la télescopes spatiaux COROT[98] et Kepler[99] Ils visent à découvrir de nouvelles planètes en utilisant les éclipses causées par eux.

notes

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