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Résumé
Nous présentons ici une étude photométrique automatisée d'un échantillon réduit de 125 étoiles carbonées provenant de Gaia DR3, dans le but de décrire leurs comportements de variabilité grâce à des diagnostics géométriques (surface de la boucle dans le diagramme couleur-magnitude CMD), temporels (décalage de phase entre la couleur et la magnitude) et photométriques (amplitudes, températures effectives). Nous proposons une classification basée sur quatre régimes principaux : la pulsation propre, le décalage linéaire, l'atmosphère dynamique et la prépondérance de la poussière.
Les résultats révèlent une population dominée par des pulsations quasi-adiabatiques. Cependant une part importante d'objets est influencée par l'atmosphère dynamique et la poussière. Cette méthode offre une structure réplicable et adaptable pour l'analyse des étoiles variables carbonées en vue de son élargissement à un nombre plus important d'étoiles.

Introduction
Les étoiles variables riches en carbone offrent une occasion unique d'examiner les interactions entre la pulsation des étoiles, la dynamique de leur atmosphère et la formation de poussière. Les données photométriques de Gaia fournissent une chance inégalée pour décrire ces objets de façon cohérente. Le projet présenté ici vise à élaborer et mettre en œuvre une procédure reproductible pour classifier les étoiles carbonées. Cette classification se basera sur des critères photométriques simples, mais d'un point de vue physique, significatifs. Plus précisément, cela concerne l'aire du diagramme de boucle CMD et l'écart de phase entre la couleur et la magnitude. Pour évaluer la méthode sur un échantillon d'étoiles délibérément restreint, nous avons conçu un programme en Python qui génère un fichier PDF pour chaque étoile, consultable dans une base de données, présentant les courbes de lumière et les CMD analysés de manière automatique.

Classement
Nous avons adopté des seuils empiriques pour classifier les boucles CMD et les écarts de phase, en nous appuyant sur les tendances décrites dans la littérature. Nous avons ainsi défini quatre classes, schématisées figure 1, qui dépendent de l'aire de la boucle et de l'écart de phase :
- Pulsation propre
- Décalage linéaire
- Atmosphère dynamique
- Poussière dominante

Résultats
Les résultats indiquent que la plupart des 125 étoiles carbonées analysées sont dominées par des pulsations propres, reflétant une variabilité principalement dirigée par la pulsation radiale fondamentale. Dans ce système, le parcours dans le CMD demeure pratiquement rectiligne, et l'écart de phase Δϕ entre la luminosité et la couleur est insignifiant. Ce comportement est en accord avec les modèles de pulsation adiabatique et avec les observations précédentes de variables Mira ou semi-régulières à faible perte de masse. Cependant, une fraction significative de l’échantillon présente des signatures claires de dynamique atmosphérique et de formation de poussière. Les boucles de grande aire et les décalages de phase significatifs suggèrent que, pour ces objets, la variabilité photométrique ne peut plus être attribuée uniquement à la pulsation. Les décalages notés entre les flux et la couleur indiquent la présence de processus dissipatifs dans l'atmosphère, comme des chocs ou des délais de refroidissement, ainsi que l'influence d'opacités variables en lien avec la poussière circumstellaire. Ces résultats sont en accord avec les prédictions des modèles hydrodynamiques et valident l'importance cruciale de la poussière dans la modulation de la lumière des étoiles carbonées froides. 
Les corrélations observées avec la température effective et les amplitudes renforcent l'interprétation physique des régimes. C'est cohérent avec l'idée que la condensation de poussière devient efficace à basse température, les étoiles les plus froides, se situant autour de 2400-3000 K, étant celles qui affichent les aires les plus grandes et les décalages de phase les plus importants. Ainsi, les amplitudes de couleur élevées remarquées dans ces objets reflètent l'importance grandissante des fluctuations d'opacité dues à la poussière. En revanche, les étoiles plus chaudes et de faible amplitude se concentrent dans le régime des pulsations propres, confirmant la cohérence interne de la classification. Enfin, cette typologie met en évidence une continuité entre les différents régimes plutôt qu’une séparation stricte. Certaines étoiles occupent des positions intermédiaires dans le plan aire–Δϕ, suggérant des transitions progressives entre pulsation pure, atmosphère dynamique et poussière dominante. Ces cas intermédiaires sont particulièrement intéressants, car ils pourraient correspondre à des phases évolutives transitoires ou à des conditions limites de condensation de poussière. Une analyse approfondie, potentiellement associée à des données spectroscopiques ou infrarouges, contribuerait à une meilleure compréhension des processus physiques en action. 

La description complète de la méthode est disponible dans cet article.
Les résultats, étoile par étoile, sont accessibles via notre base de données et sont présentés graphiquement ci-dessous.