Variables pulsantes

Les étoiles pulsantes renferment la plus grande partie des variables. Ces étoiles présentent une variation périodique de leur volume : elles gonflent et rétrécissent périodiquement, affectant leur luminosité et leur spectre. Les pulsations sont généralement séparées en pulsations radiales, où l'étoile entière gonfle et rétrécit dans son ensemble et en pulsations non-radiales, où une partie de l'étoile enfle pendant qu'une autre partie rétrécit. Certains scientifiques considèrent que les pulsations non-radiales couvrent tous les cas, les pulsations radiales étant un cas particulier, mais les considérer comme mutuellement exclusives est pratique puisque les étoiles varient généralement selon un type ou l'autre^[6],[7].

Selon le type de pulsation et sa position dans l'étoile, il existe une fréquence fondamentale ou fréquence naturelle qui détermine la période de l'étoile. Les étoiles peuvent aussi pulser selon un harmonique ou partiel correspondant à une fréquence plus élevée et donc à une période plus courte. Les étoiles variables pulsantes ont parfois une seule période bien définie, mais souvent elles pulsent simultanément avec des fréquences multiples et une analyse complexe est requise pour déterminer les périodes séparées interférentes. Dans certains cas, les pulsations n'ont pas de fréquence définie, provoquant une variation aléatoire, appelée stochastique. L'étude des intérieurs stellaires à l'aide de leurs pulsations est l'astérosismologie.

La pulsation d'une étoile est causée par une force motrice non équilibrée et un mécanisme de rétroaction. Dans les étoiles variables pulsantes la force motrice est l'énergie interne de l'étoile, habituellement issue de la fusion nucléaire, mais dans certains cas seulement de l'énergie stockée, en se propageant vers l'extérieur. A certains endroits du diagramme H-R, correspondant à des combinations particulières de température, de taille et de chimie interne, le flux d'énergie sortant par rayonnement varie fortement avec la densité ou la température de la matière à travers laquelle il passe. Lorsque l'opacité d'une couche est élevée, cette couche bloque le rayonnement, l'absorbant et par conséquent devient plus chaude et gonfle. Comme la couche gonfle elle finit par refroidir, son ionisation chute et elle devient plus transparente au rayonnement, lui permettant de refroidir davantage, jusqu'à ce qu'elle refroidisse assez pour devenir plus dense et retomber dans l'étoile, et donc accroissant sa température et recommençant le cycle, provoquant des pulsations régulières. Cela arrive généralement lorsque le niveau d'ionisation de la matière change, par exemple avec l'ionisation de l'hélium des étoiles jaunes dans la bande d'instabilité.

La phase d'expansion d'une pulsation est causée par le blocage du flux d'énergie interne par une matière ayant une forte opacité, mais ceci doit se produire à une profondeur particulière dans l'étoile pour créer des pulsations visibles. Si l'expansion se produit sous une zone convective il n'y aura pas de variation visible à la surface. Si l'expansion a lieu trop près de la surface la force de restoration sera trop faible pour créer une pulsation. La force de restoration créant la phase de contraction d'une pulsation peut être la pression si la pulsation se produit dans une couche non-dégénérée située en profondeur dans l'étoile, et cela est appelé un mode de pulsation acoustique ou de pression, abrégé en mode p. Dans d'autres cas, la force de restauration est la simple gravité et cela est appelé mode g. Les étoiles variables pulsantes pulsent seulement selon l'un de ces deux modes.

Variables par rotation

Les étoiles variables par rotation voient leur luminosité varier par la présence de taches sombres ou claires à leur surface. Ainsi, lorsque l'étoile tourne sur elle-même, plus ou moins de lumière arrive jusqu'à nous.

Variables éruptives (anciennement appelées variables irrégulières)

Une étoile variable éruptive connaît une activité soutenue dans sa chromosphère ou sa couronne qui provoque des variations de luminosité impossibles à prévoir et qui peuvent s'accompagner d'un fort vent stellaire ou d'éjections de matière. Les principaux types de variables éruptives sont :

Variable optique (ou à éclipses)

La cause principale de variabilité extrinsèque est la présence d'une autre étoile autour de l'étoile principale, formant à elles deux une étoile double. Vue sous un certain angle, une de ces deux étoiles peut à intervalles réguliers éclipser l'autre, provoquant ainsi une diminution de la luminosité totale. Il existe aussi des variables à éclipses dont la variabilité est due à la présence d'une planète compagnon.

Variables cataclysmiques (anciennement appelées variables éruptives)

Schéma d'une variable cataclysmique.

Une étoile variable cataclysmique voit sa luminosité évoluer brusquement, généralement sur plusieurs magnitudes, par la suite de phénomènes physiques extrêmement violents.

Dans certains systèmes binaires, les deux étoiles sont si proches l'une de l'autre que la force de gravitation de l'étoile la plus massive arrache une partie de la matière de sa compagne. Dans de nombreux cas, cette masse forme un disque d'accrétion. Ces systèmes sont appelés système binaire en interaction. La distance en deçà de laquelle cette situation peut arriver correspond au « Lobe de Roche » de l'étoile, d'après Édouard Roche, l'astronome ayant créé la théorie de ce genre de système.

Sur l'étoile la plus massive, l'arrivée de cette masse supplémentaire et de composition différente peut, par le déclenchement de réactions nucléaires, provoquer divers phénomènes, parfois cataclysmiques. Les novae classiques, dites aussi récurrentes, sont une des formes les plus spectaculaires de ce phénomène qui se manifeste par d'intenses variations de luminosité. Les novae naines sont une autre catégorie de variables cataclysmiques dont les variations de luminosité, moins spectaculaires, seraient provoquées par une variation de taux d'accrétion dans le disque.

Les variations de luminosité peuvent aussi se produire dans d'autres parties du spectre électromagnétique que le visible, notamment dans le domaine des rayons X. Dans les systèmes nommés binaires X qui seraient constitués d'une étoile normale ou en fin de vie, appelée étoile secondaire et d'une étoile compacte, tel qu'une naine blanche, une étoile à neutrons, voire un trou noir, appelée étoile primaire ; l'interaction de la matière provenant de l'étoile secondaire et de l'intense champ gravitationnel de l'étoile primaire produit une énorme quantité d'énergie dont une partie nous parvient sous forme de rayons X.