Les étoiles variables : quand le ciel change d'éclat
Toutes les étoiles ne brillent pas d'un feu fixe. Certaines gonflent et se dégonflent comme un cœur, d'autres se masquent l'une l'autre en tournant, d'autres encore explosent à leur surface. On les appelle des étoiles variables, et les astronomes en ont catalogué des dizaines de milliers. Ce panorama vous donne la logique de la classification — pourquoi une étoile varie — puis les trois grandes familles à connaître, chacune avec une cible que vous pouvez suivre vous-même : la céphéide δ Cephei, la géante rouge Mira, l'étoile à éclipses Algol. À la fin, la méthode des observateurs de l'AAVSO pour mesurer ces changements à l'œil.
5 j
et 9 heures : le cycle de la céphéide δ Cephei, l'étalon des distances cosmiques
332 j
le cycle de Mira, qui passe de la magnitude 2 à la magnitude 10
8
magnitudes d'écart entre le maximum et le minimum de Mira — un facteur 1600 en éclat
2 j
et 21 heures : le cycle d'Algol, l'étoile à éclipses qu'on suit à l'œil nu
1911
l'année de fondation de l'AAVSO, qui centralise les mesures des amateurs
Le principe
Pourquoi une étoile change d'éclat
Une étoile paraît variable dès que sa luminosité apparente monte et descend au fil du temps. Le Catalogue général des étoiles variables (GCVS) et l'AAVSO (l'association américaine des observateurs d'étoiles variables) rangent ces astres en deux grands camps. Les variables intrinsèques changent parce que l'étoile elle-même se transforme : elle enfle et se contracte, ou sa surface explose. Les variables extrinsèques gardent un éclat stable, mais quelque chose s'interpose entre elles et nous — une compagne qui les éclipse, ou une tache portée par la rotation.
Chez les intrinsèques, on distingue trois mécanismes. Les pulsantes respirent : leur enveloppe se dilate puis se rétracte en un rythme régulier, et l'éclat suit. Les éruptives connaissent des sursauts liés à leur chromosphère ou à des éjections. Les cataclysmiques, elles, jouent gros : une naine blanche arrache de la matière à une compagne jusqu'à l'explosion. Chez les extrinsèques, les à éclipses sont les plus faciles à saisir — deux étoiles qui se cachent tour à tour. C'est cette carte mentale qui organise tout le reste : un seul phénomène observable, l'éclat qui bouge, mais des causes physiques radicalement différentes.
Famille 1 · Pulsantes
Les céphéides : δ Cephei, le mètre-étalon de l'Univers
Une céphéide est une géante ou supergéante jaune qui pulse : son enveloppe se dilate et se contracte, si bien que sa taille et sa température montent et descendent ensemble. Le prototype, δ Cephei (Bayer delta de Céphée), varie entre la magnitude 3,48 et 4,37 avec une régularité d'horloge, sur une période de 5,366 jours. La courbe est asymétrique : l'éclat grimpe vite puis redescend en pente douce — la signature même de la famille. À environ 890 années-lumière, cette étoile brille comme 2 000 Soleils.
Son intérêt dépasse l'observation. En 1908, Henrietta Leavitt découvre que plus une céphéide est lumineuse, plus sa période est longue : mesurer le rythme donne la vraie puissance de l'étoile, donc sa distance. Les céphéides sont devenues le premier barreau de l'échelle des distances cosmiques — c'est avec elles qu'on a mesuré la taille de la Voie lactée puis celle d'autres galaxies. δ Cephei se suit facilement aux jumelles : sa voisine ζ Cephei (magnitude 3,35) et ε Cephei (4,19) servent de repères d'éclat naturels, encadrant toute l'amplitude de la variable.
Courbe de lumière de δ Cephei — ThomasK Vbg / Wikimedia Commons (CC BY-SA 3.0)
Famille 1 · Pulsantes (longue période)
Mira, la « merveilleuse » qui disparaît puis revient
Si les céphéides sont des horloges, Mira (o Ceti, omicron de la Baleine) est un phare qui s'éteint et se rallume. C'est le prototype des variables à longue période : une géante rouge en fin de vie, sur la branche asymptotique des géantes (AGB), tellement énorme et instable que sa pulsation fait varier son éclat de la magnitude 2,0 à la magnitude 10,1. Soit près de 8 magnitudes d'amplitude — un facteur d'environ 1 600 en luminosité — sur un cycle d'à peu près 332 jours. Au maximum, Mira rivalise avec les étoiles du Baudrier d'Orion ; au minimum, elle échappe aux jumelles et demande un télescope.
Découverte comme « nouvelle étoile » dès la fin du XVIᵉ siècle, elle fut baptisée Mira, « la merveilleuse », tant l'idée d'une étoile qui apparaît et disparaît paraissait prodigieuse. À environ 300 années-lumière, elle file dans la Galaxie à grande vitesse et traîne derrière elle une queue de gaz de 13 années-lumière, révélée en ultraviolet par le satellite GALEX en 2007 — l'image ci-dessous. Mira ouvre une vaste famille : les miridés, des milliers de géantes rouges pulsantes aux cycles de 80 à 1 000 jours, dont R Leonis et χ Cygni sont d'autres exemples accessibles.
La queue de Mira en ultraviolet — NASA/JPL-Caltech (GALEX), domaine public
Les trois grandes familles de variables et une cible pour chacune
Famille
Ce qui se passe
Cible-exemple
Période
Amplitude
Pulsante — céphéide
l'étoile enfle et se contracte comme un cœur
δ Cephei
5,37 j
≈ 0,9 mag
Pulsante — Mira
géante rouge en fin de vie, très instable
o Ceti (Mira)
≈ 332 j
≈ 8 mag
Pulsante — RR Lyrae
vieille géante pauvre en métaux, cycle court
RR Lyrae
0,57 j
≈ 1 mag
À éclipses
deux étoiles se masquent tour à tour
Algol (β Persei)
2,87 j
≈ 1,3 mag
Éruptive / cataclysmique
sursaut ou explosion sur une naine blanche
novae (GK Persei)
irrégulier
7 à 16 mag
Aucune ligne ne correspond au filtre.
Famille 2 · À éclipses
Algol : deux étoiles qui se cachent, sans rien changer d'elles-mêmes
Les variables à éclipses sont les plus intuitives. L'étoile ne change pas : c'est un couple serré, et le plan de son orbite se trouve presque dans notre ligne de visée. Chaque fois que la composante sombre passe devant la brillante, l'éclat total chute, puis remonte — exactement comme sur le schéma. Le prototype est Algol (β Persei), dont l'éclat tombe de la magnitude 2,1 à 3,4 tous les 2,87 jours, une baisse visible à l'œil nu en une soirée.
Algol est le meilleur point de départ pour débuter : ses minima sont prévisibles à la minute par les éphémérides, contrairement aux novae ou aux étoiles à éclipses irrégulières. Nous lui consacrons une fiche entière — le phénomène soirée par soirée, l'histoire de l'« étoile démon », les étoiles-repères — plutôt que de la redire ici.
Le principe d'une binaire à éclipses — ESO/L. Calçada (CC BY 4.0)
Famille 3 · Éruptives & cataclysmiques
Les novae : quand une naine blanche s'embrase
Les variables cataclysmiques sont les plus spectaculaires. Une naine blanche, cadavre stellaire dense, arrache lentement de l'hydrogène à une étoile compagne. Quand la couche accumulée à sa surface atteint la température critique, elle s'embrase d'un coup en une nova : l'éclat bondit de 7 à 16 magnitudes en quelques jours — un facteur de plusieurs milliers à plusieurs millions — avant de retomber sur des mois. L'étoile n'est pas détruite : le cycle peut recommencer.
Le cas d'école est GK Persei, la « Nova Persei 1901 », qui atteignit la magnitude 0,2 en février 1901 avant de s'éteindre — la coquille de gaz éjecté est toujours visible aujourd'hui, un siècle plus tard (image ci-dessous). On distingue les novae classiques (amplitude de 9 à 14 magnitudes, une seule éruption connue), les novae récurrentes (8 à 11 magnitudes, plusieurs éruptions observées) et les novae naines comme SS Cygni, aux sursauts plus modestes (2 à 6 magnitudes) mais fréquents, tous les 10 à 100 jours. À ne pas confondre avec une supernova, qui, elle, détruit l'étoile.
GK Persei, la nova de 1901 — X : NASA/CXC ; visible : NASA/STScI ; radio : NRAO/VLA (composite, CC BY 4.0)
La méthode
Comment suivre une variable : l'estimation visuelle
Suivre une variable ne demande aucun instrument de mesure : l'œil suffit, à condition de comparer. Le principe, codifié par l'AAVSO depuis 1911, est simple. Autour de la variable, on repère des étoiles de comparaison dont l'éclat est connu et fixe. On encadre alors la variable : si elle est plus faible que l'une (magnitude 5,0) et plus brillante que l'autre (magnitude 6,0), son éclat se situe entre les deux ; si elle paraît à mi-chemin, on note 5,5. Un observateur entraîné distingue des différences de quelques centièmes de magnitude. Nos trois cibles se prêtent toutes à l'œil nu — Algol n'est qu'à 92 al — et de simples jumelles 10×50 prolongent le suivi de Mira jusque vers la magnitude 9,5 près de son minimum. C'est en mesurant ainsi des céphéides qu'Henrietta Leavitt établit, en 1912, la relation période-luminosité qui a donné à l'humanité sa première toise cosmique.
Chaque estimation, datée, devient un point. Nuit après nuit, semaine après semaine, ces points dessinent la courbe de lumière — le graphique de l'éclat en fonction du temps, comme celui de δ Cephei plus haut. C'est la donnée reine : elle révèle la période, l'amplitude, la forme du cycle. Les centaines de milliers d'observations envoyées à l'AAVSO se combinent en courbes de plusieurs décennies, où le bruit d'un œil individuel disparaît. Un amateur avec des jumelles contribue là à une science réelle.
Choisissez une variable facile
Commencez par Algol (à l'œil nu) ou Mira près de son maximum (aux jumelles). Récupérez la carte de champ et la séquence de comparaison sur le traceur de l'AAVSO.
Identifiez vos étoiles de comparaison
Sur la carte, deux ou trois étoiles de magnitude connue encadrent la variable. Mémorisez leur position : ce sont vos règles graduées dans le ciel.
Encadrez et estimez
Comparez la variable à ces repères : plus faible que l'une, plus brillante que l'autre, ou à mi-chemin. Déduisez une magnitude au dixième près.
Notez la date et recommencez
Consignez l'heure (en temps universel) et votre estimation. Répétez sur plusieurs nuits : la courbe de lumière naît de la répétition, jamais d'une seule soirée.
Un peu d'histoire
Trois siècles à mesurer un ciel qui bouge
1596
David Fabricius note qu'une étoile de la Baleine a disparu, puis réapparaît : c'est Mira, la première variable à longue période reconnue. On la baptise « la merveilleuse ».
1784
John Goodricke découvre la variabilité de δ Cephei et comprend celle d'Algol comme une éclipse. Il fonde, à vingt ans, l'étude moderne des étoiles variables.
1908
Henrietta Leavitt établit la relation période-luminosité des céphéides. En liant le rythme d'une étoile à sa vraie puissance, elle donne à l'astronomie son premier mètre pour l'Univers.
1911
Fondation de l'AAVSO : les observations visuelles d'amateurs sont centralisées et normalisées. La base compte aujourd'hui des dizaines de millions de mesures.
2007
Le satellite GALEX révèle, en ultraviolet, la queue de gaz de 13 années-lumière traînée par Mira — preuve que ces vieilles géantes ensemencent la Galaxie en matière.
L'avis de Luc
Une variable n'est pas une image, c'est un rendez-vous — et c'est le seul domaine qui donne vraiment l'impression de faire de l'astronomie plutôt que du tourisme d'oculaire. Algol le prouve en une soirée : l'heure du minimum notée sur un papier, la sortie faite, l'étoile a bel et bien faibli. Mira demande plus de patience, disparaissant des mois avant de réapparaître éclatante en automne. Inutile de viser la mesure parfaite au début : sortir deux fois sur la même étoile et la comparer à ses voisines suffit à voir le chiffre bouger.
Quelles jumelles pour suivre Mira au fil de ses 332 jours ?
Une paire de 10×50 encadre les étoiles de comparaison et rattrape Mira jusqu'à la magnitude 9, bien au-delà de l'œil nu. Nos choix d'instruments pour débuter le suivi de variables.
Céphée, la maison de δ Cephei Où trouver la constellation du roi et sa céphéide-étalon, entre la Grenat μ Cephei et la nébuleuse de la Trompe d'Éléphant. La Baleine, où Mira apparaît et disparaît La grande constellation d'automne qui abrite o Ceti : quand la guetter à son maximum, et comment la reperdre au minimum.