CHAPITRE VI

1. Historique er céNéRaLITÉSs. — IL y a des étoiles dont l'éclat varie (1); mais il est surprenant qu'il y en ait si peu. L’immense majorité d’entre elles n’a pas sensiblement changé d'éclat depuis les Grecs. On cite pourtant quelques cas de variations très lentes assez énigmatiques. Aïnsi il paraît certain qu’au temps d’Eratosthènes (250 av. J.-C.), la plus brillante étoile du Scorpion était celle qu'on nomme aujourd’hui 8 Libræ : c’est actuellement Antarès, sans aucune espèce de doute. De même « Geminorum (Castor) était l’étoile la plus belle de la constellation vers 1600 ; maintenant £ Geminorum (Pollux) l'emporte très visiblement.

Si l’on laisse de côté ces lentes fluctuations et si l'on range dans une catégorie à part les Etoiles Nouvelles (ou Novæ) dont nous parlerons bientôt, la première étoile qui ait été reconnue variable est o Ceti ou Mira Ceti, observée par Fabri-. cius en 1596. Les découvertes furent ensuite peu nombreuses et surtout peu certaines jusque vers la fin du xvm° siècle, où Algol puis $ Lyræ, à Cephei et quelques autres étoiles furent successivement étudiées. Au xix° siècle et principalement de nos jours, la liste des variables s’est allongée rapidement : en 1896, date du 3° Catalogue de Chandler (2), on en comptait 393; il y en a plus de 5.000 aujourd’hui, sans parler de

({) On consultera avec fruit pour tout ce chapitre les ouvrages suivants : J. G. HAcen, Die veränderliche Sterne, ler vol., 1913-21 (Eribourg-en-Brisgau, Herder et Cie). — Caroune E. Furness, An Introduction tothe Study of Variable Stars, Boston et New-York, 1915 (Houghton and Mifflin). — J. Harrmanw, Astronomie, 1921 (Leipzig, B. G. Teubner) : Article de P. Guranick intitulé : Physik der Fixsterne.

(2) Astronomical Journal, t. XVI, 1896, p. 145.

celles qu'on découvre constamment dans les amas globulaires. Il n’est que juste de rappeler que c’est à l'impulsion donnée à ces recherches par E. C. Pickering et par les astronomes de Harvard College que l'on doit la plupart des récentes découvertes (80 0/0 environ). Presque toutes concernent d'ailleurs des étoiles télescopiques : sur 3330 étoiles visibles à l’œil nu, situées dans la région du Ciel au Nord de — 35° de déclinaison, on n'en connaït guère plus de 106 (1) dont l'éclat varie, soit 3 9/0, ce qui correspond très probablement à la proportion de ces étoiles qu'on doit s’attendre à rencontrer dans l’ensemble des étoiles de toutes grandeurs.

On désigne d'ordinaire les étoiles variables, d’après une notation imaginée par Argelander, au moyen des dernières lettres majuscules de l'alphabet latin, à partir de R, en mentionnant la constellation. La première variable découverte dans le Grand Chien s'appellera ainsi R Canis majoris, la seconde S Canis majoris et ainsi de suite. S'il y en a plus de 9 dans Ja même constellation, on recommence et on les écrit RR, RS, etc. Quand il s’agit d’une étoile déjà connue et classée, on n'en change bien entendu pas le nom ; exemple 8 Persei (Algol).

2. MérHones DE RECHERCHE ET D'OBSERVATION. — Les étoiles variables qui sont brillantes se reconnaissent naturellement sans difficulté : il n’en va pas de même des étoiles faibles que l’on doit distinguer de milliers d’autres dont la luminosité ne change pas. Il faut alors, pour que la recherche soit fructueuse, employer des méthodes à grand rendement.

Voici quelques-unes des plus souvent pratiquées à Harvard College (2).

1° On peut prendre de la région étudiée du Ciel un certain nombre de poses successives (8 par exemple, à intervalles d'une demi-heure) sur la même plaque, en déplaçant chaque fois légèrement l’instrument, de façon que les diverses ima-

(1) Harcow Snarcey, Astrophysical Journal, t. XLI, 1915, p. 305. (2) H. N. Russezz, Scientific American, t. CII, 1910, p. 177.

ges ne se superposent pas. Si, parmi les étoiles photographiées, il s’en trouve une qui ait varié durant les quelques heures de l'opération, on s’en aperçoit aussitôt à la différence de diamètre des images successives.

2° Ce procédé ne saurait convenir pour déceler les variables à fluctuations lentes ; le suivant échappe à cette objection. On exécute deux poses de la région étudiée, à quelques semaines ou à quelques mois d'intervalle ; on prend alors un positif du second cliché et on le superpose au premier cliché négatif, gélatine contre gélatine. Les intensités des images ne sont en général pas tout à fait identiques sur les deux clichés : chaque étoile apparaît donc, après la superposition, sous la forme d’un anneau blanc à centre noir ou d'un anneau noir à centre blanc. Si entre les deux poses une étoile a varié, elle se révèle immédiatement par son aspect : l'anneau est plus mince ou plus épais que les autres, ou bien remplacé par un tache uniforme, blanche ou noire. Des milliers d'étoiles variables ont été découvertes à Harvard par ce moyen (on en comptait 3.000 en 1910) et beaucoup plus que par tous les autres procédés réunis.

3° On peut enfin souvent découvrir des variables à l’aide d'un seul cliché. Les variables à longue période sont les plus nombreuses : or leur spectre présente en général des raies brillantes qui, sur un cliché spectral exécuté au prismeobjectif, sautent aux yeux d’elles-mêmes. On peut même dire qu’étant donné la rareté des autres étoiles à raies brillantes, la présence de pareilles raies dans un spectre stellaire est un signe presque certain de variabilité.

Une fois qu'on a reconnu que l'éclat d’une étoile était sujet à des fluctuations, il s'agit d’étudier ces dernières en détail. Le procédé le plus employé est la méthode directe, visuelle, des degrés d’Argelander (1) — la plus simple de toutes. Comme il n’est besoin pour l'appliquer que de voir la variable, une bonne jumelle suffit souvent et les amateurs peuvent rendre dans cette branche de l’Astronomie de grands

(1) Voir Ch. Anoré, Traité d'Astronomie stellaire, t. 1, p. 105 (souvent cité).

services, ainsi qu'ils Le font un peu dans tous les pays(1). Les étoiles très faibles sont généralement étudiées par la photographie. Mais on tend de plus en plus à employer aujourd’hui les méthodes photo-électriques, à la fois précises, sûres et exemptes d'erreurs personnelles (2).

3. CLASSIFICATION DES ÉTOILES VARIABLES. — On peut répartir ces astres en quatre classes principales :

1° Les Variables à éclipses (18 0/0 environ de l'ensemble) (3), dont les fluctuations sont dues au passage d'un compagnon plus ou moins obscur devant une étoile brillante. Leurs variations sont strictement périodiques et fort régulières, la durée de la période allant de moins de 6 heures à 10 jours. Elles se divisent en deux groupes : pour les variables du type d’Algol, l'interprétation par des éclipses n’est pas douteuse et suffit, à elle seule, à rendre compte de tous les faits observés ; pour les autres, comme 6 Lyræ, au contraire, il faut introduire quelques hypothèses supplémentaires sur lesquelles plane encore un peu d'incertitude.

2° Les Variables à courte période ou Céphéides (18 0/0), dont le type est à Cephei et dont les périodes oscillent:entre quelques heures et 45 jours. Dans cette catégorie se rangent les nombreuses petites variables (4) (« Cluster variables ») découvertes depuis 25 ans dans les amas globulaires.

3° Les Variables à longue période (25 à 35 0/0), analogues à Mira Ceti, dont la durée de fluctuation peut dépasser 2 ans et qui sont sujettes à quelques inégalités.

4° Les Variables irrégulières (30 ou 40 0/0), dont les changements d'éclat ne semblent suivre aucune loi déterminée et dont la parenté avec les Novæ est souvent évidente.

(4) En France, c'est l'Observatoire de Lyon qui, sous la direction de M. Jean Mascarr, centralise ce genre de recherches.

(2) Voir page 76.

(3) D’après M. H. Suarzey (Astrophysical Journal, t. XLI, 1915, p. 305). Nous avons seulement écarté les Novæ de cette statistique, d’ailleurs très approximative.

(4) Non comptées dans notre statistique.

4. VARIABLES A ÉCLIPSES DU TYPE D'ALGOL. — La variabilité d'Algol à été reconnue et sa courbe de lunrière (ou loi graphique reliant la grandeur au temps) déterminée en 1783 par Sir John Goodricke (fig. 178).

Les astres de ce type sont des étoiles doubles spectroscopiques pour lesquelles le plan orbital passe approximativement par l'œil de l'observateur : à chaque révolution les deux composantes s'éclipsent alors mutuellement, toutes les fois qu'elles se trouvent en ligne droite avec la Terre. Si l'une d'elles est très peu lumineuse, la lumière émise par Le couple reste constante, excepté au moment deséclipses de l'étoile brillante ; à ces époques la lumière diminue très vite jus-

randeurs.

Fig. 178. — Courbe de lumière d’Algol (J. Stebbins).

qu au minimum ; puis elle augmente de nouveau, symétriquement si l'orbite est circulaire, et reprend ensuite son intensité normale. En général la durée de Péclipse est très courte : 1] peut arriver cependant, si les diamètres apparents des deux astres sont assez différents et si les éclipses sont centrales, que le minimum dure plusieurs dizaines de minutes ou parfois plusieurs heures. Si la composante la moins brillante est quelque peu lumineuse au lieu d’être comme à l'ordinaire très sensiblement obscure, il y a, au milieu du palier de la courbe, un minimum secondaire, moins prononcé que le minimum principal et qui correspond au passage de l’étoile faible derrière sa compagne.

Les données photométriques s'ajoutent, pour ces étoiles, à celles que fournit le spectroscope et, lorsque la parallaxe est

connue — cas malheureusement assez rare — permettent d'arriver à une connaissance complète du couple. La vitesse radiale donne en effet les dimensions orbitales ainsi que la masse du système (1) et même les masses des deux étoiles, si toutes deux sont lumineuses. La durée des éclipses fait alors connaitre les dimensions vraies des composantes, comme on le voit sans peine en supposant, pour simplifier, les éclipses centrales. Les masses étant connues, les densités s’ensuivent ; on trouve généralement des chiffres compris entre 0,02 et 0,2 de la densité solaire (plus faibles même pour les types F, G et K) : on se serait plutôt attendu à de fortes densités, tout au moins pour l'étoile «obscure », qu'on aurait cru proche de l'extinction finale et presque toujours du reste plus rouge que sa compagne (2).

On constate aussi, chose curieuse, que dans aucun cas il n'a été nécessaire d'admettre de satellite complètement obscur : la différence d'éclat maxima des deux composantes est de À grandeurs (3) et dans les 2/3 des couples n’excède pas 2. Un fort pourcentage de systèmes binaires visuels révèle cependant des différences d'éclat plus considérables, fait qui est sans doute en relation indirecte avec le plus grand écartement des couples visuels.

Comme la courbe photométrique peut être connue maintenant avec beaucoup de précision, on possède, pour ainsi dire, en y ajoutant les renseignements fournis par celle des vitesses radiales, un nombre illimité de données : théoriquement, on pourrait donc connaitre chaque système en détail (excentricité, inclinaison exacte, etc...) puisqu'on est à même d'écrire autant d'équations de conditions qu'on en désire. En fait il faut, bien entendu, souvent se limiter : on

(1) Car l'inclinaison est voisine de 900, du seul fait que les éclipses sont possibles (Voir page 572).

(2) Harcow Suarzey, À Study of Eclipsing Binaries. Contributions

from the Princeton University Observatory, n° 3, 1915. — Voir aussi SCHEINER-GRAFF, Astrophysik (déjà cité), p. 400. — Pour les couples visuels également (voir p. 579), c'est l'étoile la moins brillante qui est en général la plus rouge.

(3) H. Snarzey, loc. cil., et Airken, Binary Stars, p. 189.

introduit néanmoins aujourd’hui’ (1), dans les éléments publiés, l’obscurcissement des bords des étoiles (fig. 179) et aussi, dans certains cas, leur aplatissement polaire : c’est dire à quel point on peut parfois profiter de la remarque qui précède. M. I. N. Russell a donné des formules très perfectionnées pour effectuer ces calculs : leur exposition nous entraînerait trop loin et nous nous bornerons à renvoyer le lecteur aux mémoires originaux.

onu LD = mm mn

DimensioOdu Soleil

nr à: nc)

Fig. 179. — Système à éclipses W Delphini.

En haut, hypothèse de l’éclal uniforme ; en bas, disques obscurcis.

5. Cas PARTICULIER D'ALGOL (ou 8 PERsEI). — C’est un des plus intéressants. La période de l'étoile est 23. 20 h. 48 m. 55 s.; sa grandeur normale 2,2 ; au moment des éclipses, elle tombe à la grandeur 3,4. Les oscillations des raies spectrales de l'étoile principale ont été reconnues par H. C. Vogel en 1889 ; bien que le spectre du compagnon fût invisible (2), il la classa néanmoins sans hésiter comme double spectroscopique.

Des observations photométriques très précises ont été reprises en 1910 puis en 1921 par M. J. Stebbins (3) qui, au moyen d'un appareil à Sélénium, a établi l'existence d’un minimum secondaire (fig. 178), explicable par le passage du corps « obscur » derrière l'autre : on a pu ainsi préciser quelques données nouvelles relatives au couple.

(1) H. N. Russe, Astrophysical Journal, t. XXXV, 1911, p. 345 et t. XXXVI, 1919, p. 5%. — Et aussi H. N. Russe et H. SHApLey, même recueil, t. XXXVI, 1912, p. 239 et p. 385.

(2) Ce cas, dont Algol fut le premier exemple, est maintenant très commun.

(3) Astrophysical Journal, t. XXXII, 1910. p. 199 et t. XXXIII, 1941, p. 39%5. Voir aussi Astrophysical Journal, 1. LIT, 1921, p. 118.

Cours d'Astronomie. — BosLer-nr. 38

Le système a été étudié depuis par M. H. Shapley(1), d’après

les méthodes de Russell. Les éclats relatifs des 2 composantes sont 0,907 ; 0,093 (éclat total — 1) ; leurs rayons respectifs 0,208 et 0,228 (1/2 grand axe orbital — 1) ; l’inclinaison du plan orbital sur la sphère céleste 83°; les densités des deux corps (supposés de masse égale) 0,092 et 0,070 de celle du Soleil. Le spectre est du type B:.

La parallaxe d’Algol est malheureusement mal connue, ce qui interdit de trop préciser les dimensions kilométriques du couple : si l'on admet le chiffre le plus probable 0”,07, l'éclat absolu total vaut 26 fois celui du Soleil ; l'hémisphère non éclairé du compagnon brille encore 1,7 fois plus que le Soleil, l'hémisphère éclairé 3 fois : on voit qu'il réfléchit notablement la lumière du corps central, bien qu'il soit exagéré de le regarder comme une grosse planète.

6. VARIABLES A ÉCLIPSES DU TYPE DE 6 Lyræ. — C'est encore Goodricke qui a étudié le premier le cas de cette étoile (1784) dont la courbe de lumière se distingue de celles du type

Fig. 181.

Fig. 480.

Courbe de lumière de & Lyræ. Système de 5 Lyræ.

d’Algol par l'importance du minimum et par l'absence de phase constante dans la série des fluctuations (fig. 180).

On explique d'ordinaire Les étoiles de ce type en admettant qu’on a affaire à deux étoiles semblables très grosses, de forme ellipsoïdale allongée, en révolution sur des orbites très petites : les grands axes des deux ellipsoïdes, situés

(1) Loc. cit. et Astrophysical Journal, &. XXXVII, 1913, p. 158.

dans le plan orbital, se feraient face comme si des phénomènes de marées étaient intervenus : on comprend ainsi (fig. 181) que les intervalles des éclipses soient très courts. Bien que cette hypothèse un peu compliquée rende compte en gros des faits, le système présente des singularités assez énigmatiques. Cest ainsi que les raies spectrales de 8 Lyræ sont alternativement brillantes et sombres, avec des détails de structure dont on cherche encore linterprétation (fig. 182). Il y a même des raies qui ne manifestent pas de traces de vitesse radiale, telle que la raie K du Calcium, sombre et toujours à la même position ; il semble äinsi que tout l’ensemble soit plongé dans un épais nuage de vapeur de Calcium : c’est là un phénomène que nous retrouverons (1).

Jeu