Variable RR Lyre - RR Lyrae variable

Cet article concerne la classe d'étoile variable. Pour l'étoile prototype de la classe, voir RR Lyrae .
Les étoiles variables RR Lyrae tombent dans une zone particulière sur un diagramme Hertzsprung-Russell de la couleur en fonction de la luminosité.

Les variables RR Lyrae sont des étoiles variables périodiques , communément trouvées dans les amas globulaires . Ils sont utilisés comme bougies standard pour mesurer les distances galactiques (supplémentaires), en aidant avec l' échelle de distance cosmique . Cette classe est nommée d'après le prototype et l'exemple le plus brillant, RR Lyrae .

Ce sont des étoiles à branches horizontales pulsantes de classe spectrale A ou F, avec une masse d'environ la moitié de celle du Soleil . On pense qu'elles ont perdu de la masse pendant la phase de branche de la géante rouge et étaient autrefois des étoiles de masse similaire ou légèrement inférieure à celle du Soleil, environ 0,8 masse solaire.

En astronomie contemporaine, une relation période-luminosité en fait de bonnes bougies standard pour des cibles relativement proches, en particulier au sein de la Voie lactée et du groupe local . Ils sont également des sujets fréquents dans les études des amas globulaires et de la chimie (et de la mécanique quantique) des étoiles plus anciennes.

Découverte et reconnaissance

Diagramme HR pour l' amas globulaire M5 , avec la branche horizontale marquée en jaune et les étoiles RR Lyrae connues en vert

Dans les enquêtes sur les amas globulaires, ces variables de « type d'amas » ont été rapidement identifiées au milieu des années 1890, en particulier par EC Pickering . Probablement la première étoile définitivement de type RR Lyrae trouvée en dehors d'un amas était U Leporis , découverte par J. Kapteyn en 1890. L'étoile prototype RR Lyrae a été découverte avant 1899 par Williamina Fleming , et rapportée par Pickering en 1900 comme « indiscernable de l'amas -variables de type".

De 1915 aux années 1930, les RR Lyraes sont devenues de plus en plus acceptées comme une classe d'étoiles distincte des Céphéides classiques , en raison de leurs périodes plus courtes, de leurs emplacements différents dans la galaxie et de leurs différences chimiques. Les variables RR Lyrae sont des étoiles de population II pauvres en métaux.

Les Lyra RR se sont avérées difficiles à observer dans les galaxies externes en raison de leur faible luminosité intrinsèque. (En fait, l' échec de Walter Baade à les trouver dans la galaxie d'Andromède l'a amené à soupçonner que la galaxie était beaucoup plus éloignée que prévu, à reconsidérer le calibrage des variables céphéides et à proposer le concept de populations stellaires .) Télescope Canada-France-Hawaii dans les années 1980, Pritchet & van den Bergh ont trouvé RR Lyraes dans le halo galactique d'Andromède et, plus récemment, dans ses amas globulaires.

Classification

Les étoiles RR Lyrae sont classiquement divisées en trois types principaux, selon la classification de SI Bailey basée sur la forme des courbes de luminosité des étoiles :

  • Les variables RRab sont les plus courantes, représentant 91% de toutes les RR Lyrae observées, et affichent les fortes augmentations de luminosité typiques de RR Lyrae
  • Les RRc sont moins fréquentes, représentant 9 % des Lyres RR observées, et ont des périodes plus courtes et plus de variation sinusoïdale
  • Les RRd sont rares, représentant entre <1% et 30% des RR Lyrae dans un système, et sont des pulsateurs à double mode, contrairement à RRab et RRc

Distribution

Étoiles variables de type RR Lyrae proches du centre galactique de l' enquête publique VVV ESO

Les étoiles RR Lyrae étaient autrefois appelées « variables d'amas » en raison de leur association forte (mais non exclusive) avec les amas globulaires ; à l'inverse, plus de 80% de toutes les variables connues dans les amas globulaires sont des RR Lyraes. Les étoiles RR Lyrae se trouvent à toutes les latitudes galactiques, contrairement aux Céphéides classiques , qui sont fortement associées au plan galactique.

En raison de leur vieillesse, les Lyra RR sont couramment utilisées pour retracer certaines populations de la Voie lactée, notamment le halo et le disque épais.

On connaît plusieurs fois plus de Lyra RR que toutes les Céphéides réunies ; dans les années 1980, environ 1900 étaient connus dans les amas globulaires. Certaines estimations ont environ 85 000 dans la Voie lactée.

Bien que les systèmes d' étoiles binaires soient courants pour les étoiles typiques, les RR Lyrae sont très rarement observées par paires.

Propriétés

Les étoiles RR Lyrae pulsent d'une manière similaire aux variables Céphéides , mais la nature et l'histoire de ces étoiles sont considérées comme assez différentes. Comme toutes les variables sur la bande d'instabilité des Céphéides , les pulsations sont causées par le mécanisme , lorsque l'opacité de l'hélium ionisé varie avec sa température.

Les RR Lyraes sont des étoiles de Population II anciennes, de masse relativement faible , en commun avec les variables W Virginis et BL Herculis , les Céphéides de type II . Les variables céphéides classiques sont des étoiles de population I de masse plus élevée . Les variables RR Lyrae sont beaucoup plus fréquentes que les Céphéides, mais aussi beaucoup moins lumineuses. La magnitude absolue moyenne d'une étoile RR Lyrae est d'environ +0,75, seulement 40 ou 50 fois plus brillante que notre Soleil . Leur période est plus courte, généralement moins d'un jour, allant parfois jusqu'à sept heures. Certaines étoiles RRab, y compris RR Lyrae elle-même, présentent l' effet Blazhko dans lequel il y a une modulation de phase et d'amplitude remarquable.

Relations période-luminosité

Courbe de lumière RR Lyrae typique

Contrairement aux variables Céphéides, les variables RR Lyrae ne suivent pas une relation période-luminosité stricte aux longueurs d'onde visuelles, bien qu'elles le fassent dans la bande infrarouge K . Ils sont normalement analysés en utilisant une relation période-couleur, par exemple en utilisant une fonction de Wesenheit. De cette façon, elles peuvent être utilisées comme bougies standard pour les mesures de distance bien qu'il y ait des difficultés avec les effets de métallicité, de faible luminosité et de mélange. L'effet du mélange peut avoir un impact sur les variables RR Lyrae échantillonnées près des noyaux des amas globulaires, qui sont si denses que dans les observations à basse résolution, plusieurs étoiles (non résolues) peuvent apparaître comme une cible unique. Ainsi, la luminosité mesurée pour cette étoile apparemment unique (par exemple, une variable RR Lyrae) est à tort trop brillante, étant donné que ces étoiles non résolues ont contribué à la luminosité déterminée. Par conséquent, la distance calculée est erronée et certains chercheurs ont soutenu que l'effet de mélange peut introduire une incertitude systématique dans l' échelle de distance cosmique et peut biaiser l'âge estimé de l'Univers et la constante de Hubble .

DEVELOPPEMENTS récents

Le télescope spatial Hubble a identifié plusieurs candidats RR Lyrae dans les amas globulaires de la galaxie d'Andromède et a mesuré la distance jusqu'à l'étoile prototype RR Lyrae.

Le télescope spatial Kepler a fourni une couverture photométrique précise d'un seul champ à intervalles réguliers sur une période prolongée. 37 variables RR Lyrae connues se trouvent dans le champ de Kepler, y compris RR Lyrae lui-même, et de nouveaux phénomènes tels que le doublement de période ont été détectés.

La mission Gaia a cartographié 140 784 Lyra RR, dont 50 220 n'étaient pas connus auparavant pour être variables, et pour lesquelles 54 272 estimations d' absorption interstellaire sont disponibles.

Les références

Liens externes