Étoiles variables cataclysmiques Pierre de Ponthière AAVSO member (DPP) CBA Lesve 2009/10/16.
Les RR Lyrae, une famille détoiles pulsantes Pierre de Ponthière AAVSO member (DPP) CBA Lesve GEOS...
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Les RR Lyrae, une famille d’étoiles pulsantes
Pierre de PonthièreAAVSO member (DPP)
CBA Lesve
GEOS
www.dppobservatory.net
2010/09/30
Structure de l’exposéThéorie
• Rappel de l’évolution des étoiles
• Les RR Lyrae dans le diagramme HR
• Quelques caractéristiques– période– masse– courbes de lumière (RR Lyr ab, c)
• Mécanisme de la pulsation
Structure de l’exposéPratique – Apport des amateurs
• Courbe de lumière par photométrie• Détermination du maximum• Analyse des maxima
– (O-C)– dérive des maxima– détermination de la periode de dérive : effet Blazhko
• Comparaison de quelques RR Lyrae • Derniers résultats de télescopes spatiaux• Partager et communiquer les résultats
– GEOS Groupe Européen d’Observation Stellaire
– AAVSO American Association of Variable Star Observers
RR Lyrae une classe de Variables
• Etoiles variables– dénomination : NU Aur, CX Lyr, R Lyr, V593 Her
• Classes, dénomées suivant le prototype – RR Lyr, delta Cep (Céphéïdes) pulsantes– U Gem, SU UMa cataclysmiques– Mira (LPV) Variables à Longues Périodes
•RR Lyrae dans M3
RR Lyrae découvertes par
W. Fleming en 1899
(assistante de Pickering)
Diagramme HR (Hertzsprung-Russell)
Luminosité absolue
versus
Température = Couleur
Diagonale = Séquence principale
lieu des étoiles « normales »
Massive = bleue = vie courte
Faible masse = rouge = longue vie
•
•
Vie d’une étoile dans le diagramme HR (Hertzsprung-Russell)
• Vie tranquille dans la séquence principale (fusion de l’hydrogène en hélium 500 M T/s) pendant 10 milliards d’années.
•Température du noyau10 M 0C
• Masse des RR Lyrae = 0.7 M☼
• Après une dizaine de milliards d’années hydrogène est épuisé dans le noyau de l’étoile.
Magnitude absolue = magnitudeà 10 parsec (32.6 années lumière)
L’étoile peut devenir une RR Lyrae
• L’étoile quitte la séquence principale
• L’hydrogène de l’enveloppe continue à fusionner et l’étoile grimpe la branche des géantes
• Le noyau se contracte et lorsque l’on atteint le sommet de la branche, la température du noyau devient suffisante (100 M 0C)pour que l’hélium fusionne. Flash de l’hélium
•L’étoile descend très rapidement et atteint le croisement des bandes horizontale et d’instabilité elle pulse
RR Lyrae dans M5 (amas globulaire)
•douces
Sky & Telescope (December 2010)
Caractéristiques des RR Lyrae
• RR ab •montée très rapide, descente lente, plateau au minimum avec un “bump”
• période 0.4 à 0.7 jour
• RR c
• pas de plateau, pentes douces
• période 0.2 à 0.5 jour
• Période 0.1 à 1.0 jour
• Masse 0.7 M☼
• Diamètre 4 à 6 D☼
• Température externe 6100 à 7400 K
• Pauvre en ‘métal’
• Noyau de forte densité (7 T/dm3) et une enveloppe légère
• Etoile agée
Caractéristiques des RR Lyrae
• Au minimum de luminosité
• tend vers le rouge
• température basse
• minimum de rayon
• Au maximum de luminosité
• tend vers le bleu,
• température élevée
• expansion vient de démarer
• Variation du rayon environ 15%
• Vitesse radiale 60 - 70 km/s RRab
• Vitesse radiale 30 - 40 km/s RRc
•L = k R2 T4
Mécanisme de pulsation
• Pulsation = phénomène périodique
• Similaire à la vibration d’une corde de violon ou d’une balançoire
• le mouvement devrait s’amortir?
• avec un rayonnement continu de l’énergie, la pulsation devrait cesser après 8 000 ans ( c.à.d. un millionième de la vie de l’étoile...)
•dans une balançoire, papa donne une impulsion ...
• L’impulsion nécessaire est fournie par un système de valve (Eddington 1917) qui module le flux d’énergie.
• comme dans un moteur thermique
• de l’hélium ionisé dans la couche externe rend celle-ci opaque
• lorsque l’étoile se comprime la température s’élève et l’hélium s’ionise et devient opaque (k-mécanisme).
• la chaleur s’accumule et accroit la pression -> impulsion recherchée
• Ensuite la pression devient suffisante pour relancer l’expansion .
Pratique
Mesures des RR Lyrae par les amateurs
=Contribution scientifique reconnue
Backyard Science
Pratique – Courbe de lumière
• Mesure de la luminosité de l’étoile en fonction du temps
• Télescope couplé à une caméra photométrie
• Calcul des éphémérides de l’étoile
• Localisation de l’étoile dans le ciel
Photométrie en très bref...
• Aperture encercle l’étoile• Annulus mesure le fond• Gap zone mixte non-mesurée• B = Moyenne en ADU du fond
• F = (ADU étoile – B)• on calcule F objet / F référence
Mesure du maximum
– Temps du maximum en en Jour Julien avec correction héliocentrique.
– Magnitude au maximum
JD : Jour Julien
• JD = Julian Day = Jour Julien 2 454 833 = 1/1/2009 • Numérotation des jours depuis
le lundi 1er Janvier 4713 BC à 12h UT• Pas de Jours Juliens locaux – tjs Greenwich • Echappe aux caprices du calendrier (y.c. réforme du Pape
Grégoire en Octobre 1582)• Change à 12h UT• Internet fournit des calculateurs
http://aa.usno.navy.mil/data/docs/JulianDate.php
Ephémérides
• Phénomène périodique
• T n = T0 + n Période
• Exemple avec une période de 13h = 0.54167 jour
• T0 = 10/9/2010 à 2h UT 2455449.58333
• T1 = 10/9/2010 à 15h UT 2455450.12500
• T2 = 11/9/2010 à 4h UT 2455450.66667
• T3 = 11/9/2010 à 17h UT 2455451.20833
• T4 = 12/9/2010 à 6h UT
CX Lyr : 2008 -2009 - 2010
• CX Lyr (type RR Lyr ab)• Correction héliocentrique (JD -> HJD)• Détermination de la période (Analyse Fourier)
HJD = 2454677.5688 + 0.616703 E
CX Lyr Folded Light curve
• Variations de la magnitude au maximum• Avance Retard du maximum
Effet Blazhko (mystère depuis un siècle...)
Effet Blazhko
Diagramme (O-C)• Observé – Calculé (2008)• Estimation de la période Blazhko = 62j
0.01 j = 14.4 min
Diagramme (O-C)• Observé – Calculé (2008 2009 2010)
CX Lyr : Folded (O-C) & MagPériode Blazhko = 68 j (estimation en 2008 = 62 j)
VY CrBPériode Blazhko = 33.4 j
NU AurPériode Blazhko = 114 j ??
Satellite CoRoT•Mesure en continu “le rêve”
•Blazhko period 17.86 j
Satellite Kepler
• Découverte d’un phénomène d’un doublement de la période : une piste pour expliquer l’effet Blazhko??
Réseaux pour amateurs-
Partager et communiquer les résultats-
Support des professionnels
– AAVSO (American Associate of Variable Star Observer) http://www.aavso.org/plus de 1000 membresorganisation importante
(10 à 15 permanents, dont des astronomes professionnels)site completdeux réunions par an
– GEOS (Groupe Européen d’Observation Stellaire)http://rr-lyr.ast.obs-mip.fr/ http://geos.webs.upv.es/une trentaine de membrespetite organisation sur centrée sur les RR Lyraecomprend plusieurs professionnelsune réunion par an en Italie à Ca’ del Monte
Littérature– Understanding Variable Stars
by John R. Percy Cambridge University Press
– RR Lyrae Starsby Horace A. Smith Cambridge University Press
– CX Lyrae 2008 Observing Campaignby P. de Ponthière, J.F. Le Borgne and F.J HambschJAAVSO Vol 37, 2009 http://www.aavso.org/sites/default/files/jaavso/v37n2/117.pdf
– CoRoT light curves of RR Lyrae stars. CoRoT 101128793: long-term changes in the Blazhko effect and excitation of additional modesby E. Poretti, , J.F. Le Borgne et al. June 2010 http://arxiv.org/abs/1006.5824
– Does Kepler unveil the mystery of the Blazhko effect? First detection of period doubling in Kepler Blazhko RR Lyrae starsby R. Szabo et al. June 2010 http://arxiv.org/abs/1007.3404
THE END