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Étoiles variables

Étoiles variables

Le concept de étoiles variables Il englobe toute étoile dont la luminosité, vue de la Terre, n'est pas constante.

Il peut s'agir d'étoiles dont l'émission lumineuse fluctue réellement (intrinsèque), ou d'étoiles dont la lumière est interrompue sur leur chemin vers la Terre, par une autre étoile ou un nuage de poussière interstellaire, appelés variables extrinsèques.

Les changements d'intensité lumineuse dans les variables intrinsèques sont dus à des pulsations de la taille de l'étoile (variables pulsantes) ou à des interactions entre les composants d'une étoile double. Certaines autres variables intrinsèques ne rentrent dans aucune de ces deux catégories.

Le seul type fréquent de variable extrinsèque est le soi-disant "binaire à éclipses". C'est une double étoile formée par deux étoiles proches qui passent périodiquement l'une en face de l'autre. Algol est l'exemple le plus connu. Les binaires à éclipses constituent près de 20% des étoiles variables connues.

Variables céphéides

Les céphéides sont des étoiles qui produisent des changements de luminosité radiaux avec une période très stable et régulière. Les variables céphéides sont une référence importante pour mesurer les distances dans l'espace.

Leurs périodes de pulsation varient entre un jour et environ quatre mois, et leurs variations de luminosité peuvent être comprises entre 50 et 600% entre le maximum et le minimum. Son nom vient de son prototype ou étoile représentative, Delta Cefei.

La relation entre sa luminosité moyenne et la période de pulsation a été découverte en 1912 par Henrietta S. Leavitt, et est connue sous le nom de relation période-luminosité. Leavitt a constaté que la luminosité d'une céphéide augmente proportionnellement à sa période de pulsation.

Ainsi, les astronomes peuvent déterminer la luminosité intrinsèque d'un céphéide simplement en mesurant la période de pulsation. La luminosité apparente d'une étoile dans le ciel dépend de sa distance à la Terre; en comparant cette luminosité à sa luminosité intrinsèque, la distance à laquelle elle se trouve peut être déterminée. De cette façon, les céphéides peuvent être utilisées comme indicateurs de distances à l'intérieur et à l'extérieur de la Voie lactée.

Il existe deux types de céphéides. Les plus courantes sont appelées céphéides classiques et les autres, plus anciennes et plus faibles, sont connues sous le nom d'étoiles W Virginis. Les deux types ont des relations période-luminosité différentes.

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