Étoile variable semi-régulière

Une (étoile) variable semi-régulière est une étoile géante ou supergéante de type spectral intermédiaire ou tardif qui présente une périodicité marquée dans sa variation de luminosité, accompagnée ou parfois interrompue par diverses irrégularités. Les périodes se situent dans une plage allant de 20 jusqu'à plus de 2000 jours, tandis que la forme des courbes de lumière peut être assez différente et variable d'un cycle à l'autre. Les amplitudes peuvent aller de plusieurs centièmes jusqu'à plusieurs magnitudes (habituellement 1-2 magnitudes dans le filtre V).

Les variables semi-régulières sont classées en plusieurs sous-types :

SRA : Géantes de type spectral tardif (M, C, S ou Me, Ce, Se) présentant une périodicité durable et généralement une faible amplitude, moins de 2,5 magnitudes dans le visible. Z Aquarii est un exemple de ce type. Les amplitudes et la forme des courbes de lumière varient habituellement et les périodes vont de 35 à 1200 jours. Beaucoup de ces étoiles différent des variables de type Mira uniquement par des amplitudes de luminosité plus faibles.
SRB : Géantes de type spectral tardif (M, C, S ou Me, Ce, Se) ayant une périodicité mal définie (cycles moyens allant de 20 à 2300 jours) ou présentant des alternances de variations périodiques et de variations lentes irrégulières. Certaines peuvent même parfois complètement arrêter de varier pendant un certain temps. RR Coronae Borealis et AF Cygni sont des exemples de ce comportement. On peut cependant affecter à chaque étoile de ce type une période moyenne. Dans quelques cas, la présence simultanée de deux périodes de variation ou plus est observée.
SRC : Supergéantes de type spectral tardif (M, C, S ou Me, Ce, Se) avec des amplitudes d'environ 1 magnitude et des périodes de variation allant de 30 jours à plusieurs milliers de jours. Mu Cephei est un brillant exemple de ce type.
SRD : Géantes ou supergéantes de type spectral F, G ou K, ayant parfois des raies d'émission dans leurs spectres. Les amplitudes de variation de luminosité vont de 0,1 à 4 magnitudes, et les périodes sont comprises entre 30 et 1100 jours. SX Herculis et SV Ursae Majoris sont des exemples de ce type. Dans M13, l'amateur peut voir une douzaine d'étoiles variables rouges de magnitudes 11,95 à 12,25, avec des périodes allant de 43 jours (V24) à 97 jours (V43).
SRS : Géante rouges pulsantes semi-régulières avec de courtes périodes (de quelques jours à un mois), pulsant probablement sur des hautes fréquences. Leur prototype est AU Arietis.

Notes et références[modifier | modifier le code]

(en) « GCVS Variability Types », General Catalogue of Variable Stars @ Institut astronomique Sternberg, Moscou, Russie (consulté le 12 octobre 2019)

Voir également[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

(en) « Semiregular Variables », sur OGLE Atlas of Variable Star Light Curves, OGLE.

v · m Étoiles
Classes de luminosité et types spectraux	Classes de types spectraux : Type précoce Type intermédiaire Type tardif Hypergéante (0) : Variable lumineuse bleue bleue (O0-A0) jaune (fin A0 - début K0) rouge (K0-M0) Supergéante (I) : bleue (OI-BI) blanche (AI) jaune (FI-GI) rouge (KI-MI) Géante lumineuse (II) Géante (III) : bleue (OIII-BIII-certaines AIII) rouge (KIII-MIII) Sous-géante (IV) Naine (séquence principale = V) : bleue (OV) bleu-blanc (BV) blanche (AV) jaune-blanc (FV) jaune (GV) orange (KV) rouge (MV) Sous-naine (VI) : Type O (OVI) Type B (BVI) Naine (stade évolué) : bleue blanche rouge noire Classes particulières : Étoile de type solaire Naine brune (pas vraiment une étoile)
Types	Étoile double Étoile en fuite Étoile intergalactique Traînarde bleue Étoile Be Étoile à enveloppe Étoile [Be] Étoile binaire Étoile variable Étoile multiple Étoiles hypothétiques
Binaires	À contact À éclipses À enveloppe commune Astrométrique Détachée Semi-détachée Spectroscopique TTL Visuelle X X à faible masse X à forte masse gamma Sursauteur X Étoile symbiotique Pulsar binaire Microquasar
Variables	Désignation des étoiles variables Céphéide Cataclysmique Polaire Éruptive (type UV Ceti) Herbig Ae/Be Lumineuse bleue Semi-régulière Type Alpha² Canum Venaticorum Type Beta Lyrae Type BY Draconis Type Delta Scuti Type FU Orionis Type Mira Type RR Lyrae Type T Tauri Type W Virginis Wolf-Rayet Sursauteur gamma mou Blanche à pulsations À battements de cœur
Multiples	Système stellaire Amas stellaire Superamas stellaire Association stellaire Association OB Amas ouvert Amas globulaire Blue blobs
Compositions	Métallicité Am Ap et Bp roAp Baryum Carbone CH CN Hélium Hélium extrême He-weak Lambda Bootis Mercure et manganèse PG 1159 Plomb Type S Technétium
Objets compacts	Proto-étoile à neutrons Étoile à neutrons Magnétar Pulsar Désignation Double Milliseconde X X anormal Trou noir Microquasar Quasar
Hypothétiques	Coatlicue Étoile congelée Étoile de fer Étoile noire (gravité semi-classique) Étoile noire (matière noire) Étoile à préons Étoile à quarks Gravastar Naine bleue Étoile Q Objet de Thorne-Żytkow Quasi-étoile
Classifications	Désignations stellaires Bayer Flamsteed Chronologie Diagramme de Hertzsprung-Russell Type spectral Classe de luminosité Séquence principale Bande d’instabilité Branche asymptotique des géantes Red clump Population stellaire I II III
Catalogues	Barnard Henry Draper Gliese Hipparcos Messier NGC Washington (étoiles doubles) Aitken (étoiles doubles)
Listes	Brillantes Brillantes en apparence Brillantes et proches Extrêmes Géantes Hypothétiques Plus massives Moins massives Noms traditionnels Noms officiellement reconnus par l'UAI Proches
Formation (pré-séquence principale)	Nuage moléculaire Géant Disque d'accrétion Instabilité gravitationnelle Nébuleuse obscure Région HI Région HII Globule de Bok Protoétoile Globule obscur Fonction de masse initiale Objet Herbig-Haro Pré-séquence principale Trajet de Hayashi
Nébuleuses (post-séquence principale)	Rémanent de supernova Nébuleuse de vent de pulsar Protonébuleuse planétaire Nébuleuse planétaire
Physique stellaire	Astérosismologie Bulle de Wolf-Rayet Champ magnétique stellaire Cinématique stellaire Compacité Effondrement gravitationnel Évolution stellaire Freinage magnétique Instabilité de Rayleigh-Taylor Jet Limite d'Eddington Limite d'Oppenheimer-Volkoff Lobe de Roche Masse de Chandrasekhar Mécanisme de Kelvin-Helmholtz Nucléosynthèse stellaire Micronova Nova Naine Rouge lumineuse Kilonova Supernova À effondrement de cœur Par production de paires Thermonucléaire Hypernova Unnova Rayon de Schwarzschild Réaction alpha Rotation stellaire Sursaut gamma Transfert de rayonnement Excès de couleur Flash de l'hélium Tremblement d'étoile Zone de convection
Soleil	Activité Apex Boucle coronale Chromosphère Constante Couronne Cycle Éclipse Éjection de masse coronale Éruption 1859 1989 2012 Filament Héliopause Héliosismologie Onde de Moreton Photosphère Protubérance Rayonnement Région de transition Spicule Sursaut Vent

Étoile variable semi-régulière

Notes et références[modifier | modifier le code]

Voir également[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

€4.95