Etoile variable semi-régulière - Semiregular variable star

Courbe de lumière de l'étoile variable semi-régulière Bételgeuse

Les étoiles variables semi-régulières sont des géantes ou des supergéantes de type spectral intermédiaire et tardif (plus froid) présentant une périodicité considérable dans leurs changements de lumière, accompagnés ou parfois interrompus par diverses irrégularités. Les périodes se situent dans la plage de 20 à plus de 2000 jours , tandis que les formes des courbes de lumière peuvent être assez différentes et variables à chaque cycle. Les amplitudes peuvent être de plusieurs centièmes à plusieurs magnitudes (généralement 1 à 2 magnitudes dans le filtre V).

Classification

Les étoiles variables semi-régulières ont été subdivisées en quatre catégories pendant de nombreuses décennies, avec un cinquième groupe apparenté défini plus récemment. Les définitions originales des quatre groupes principaux ont été officialisées en 1958 lors de la dixième assemblée générale de l' Union astronomique internationale (UAI). Le catalogue général des étoiles variables (GCVS) a mis à jour les définitions avec quelques informations supplémentaires et a fourni des étoiles de référence plus récentes où d'anciens exemples tels que S Vul ont été reclassifiés.

Sous-types de variables semi-régulières
Sous-type Définition de l'AIU Code GCVS Définition GCVS
Étoiles standard
SRa géantes variables semi-régulières de classes spectrales tardives (M, C et S), qui conservent une périodicité avec une stabilité relative et possèdent, en règle générale, de petites amplitudes de variation lumineuse (moins de 2 m .5). Les amplitudes et les formes des courbes de lumière sont généralement sujettes à de fortes variations d'une période à l'autre. Beaucoup de ces étoiles ne diffèrent des étoiles de type Mira Ceti qu'en raison de la plus petite amplitude de variation de la lumière. SRA Géantes semi-régulières de type tardif (M, C, S ou Me, Ce, Se) affichant une périodicité persistante et généralement de petites amplitudes lumineuses (<2,5 mag en V). Les amplitudes et les formes des courbes de lumière varient généralement et les périodes sont de l'ordre de 35 à 1 200 jours. Beaucoup de ces étoiles ne diffèrent de Mira qu'en montrant des amplitudes lumineuses plus petites Z Aqr
SRb géantes variables semi-régulières de classes spectrales tardives (M, C et S) avec une périodicité mal exprimée, c'est-à-dire avec une durée différente des cycles individuels (ce qui conduit à l'impossibilité de prédire les époques de luminosité maximale et minimale), ou avec la remplacement des changements périodiques par de lentes variations irrégulières, voire par la constance de la luminosité. Certains d'entre eux se caractérisent par une certaine valeur moyenne de la période, donnée dans le catalogue. SRB Géantes semi-régulières de type tardif (M, C, S ou Me, Ce, Se) avec une périodicité mal définie (cycles moyens de l'ordre de 20 à 2300 jours) ou avec des intervalles alternés de changements périodiques et lents irréguliers, et même avec une légère constance intervalles. Chaque étoile de ce type peut généralement se voir attribuer une certaine période moyenne (cycle), qui est la valeur donnée dans le Catalogue. Dans un certain nombre de cas, la présence simultanée de deux ou plusieurs périodes de variation de la lumière est observée AF Cyg
RR CrB
SRc variables semi-régulières super-géants de la fin des classes spectrales SRC Supergéantes de type spectral (M, C, S ou Me, Ce, Se) avec des amplitudes d'environ 1 mag et des périodes de variation lumineuse de 30 jours à plusieurs milliers de jours. Cep
RW Cyg
SRd géantes variables semi-régulières et super-géantes appartenant aux classes spectrales F, G, K SRD Géantes variables semi-régulières et supergéantes de types spectraux F, G ou K, parfois avec des raies d'émission dans leurs spectres. Les amplitudes de variation de la lumière sont comprises entre 0,1 et 4 mag, et la plage des périodes est de 30 à 1100 jours S Vul
UU Son
AG Aur
SX Son
SV UMa
SRS Géantes rouges pulsantes semi-régulières à courte période (plusieurs jours à un mois), probablement des pulsateurs à haute tonalité AU Ari

Pulsation

Les étoiles variables semi-régulières, en particulier les sous-classes SRa et SRb, sont souvent regroupées avec les variables Mira sous l' en- tête de variable longue période . Dans d'autres situations, le terme est étendu pour couvrir presque toutes les étoiles pulsantes froides. Les étoiles géantes semi-régulières sont étroitement liées aux variables Mira: les étoiles Mira pulsent généralement en mode fondamental ; les géantes semi-régulières vibrent en une ou plusieurs harmoniques .

Des études photométriques dans le Grand Nuage de Magellan à la recherche d' événements de microlentilles gravitationnelles ont montré que pratiquement toutes les étoiles évoluées froides sont variables, les étoiles les plus froides montrant de très grandes amplitudes et les étoiles plus chaudes ne montrant que des micro-variations. Les étoiles variables semi-régulières tombent sur l'une des cinq principales séquences de relation période-luminosité identifiées, ne différant des variables de Mira qu'en pulsant en mode harmonique. Les variables OSARG étroitement liées ( OGLE de petite amplitude rouge géante) pulsent dans un mode inconnu.

De nombreuses variables semi-régulières présentent de longues périodes secondaires environ dix fois supérieures à la période de pulsation principale, avec des amplitudes de quelques dixièmes de magnitude aux longueurs d'onde visuelles. La cause des pulsations n'est pas connue.

Exemples brillants

Gem est la variable SRa la plus brillante, ainsi qu'un binaire à éclipse. GZ Peg est une variable SRa et une étoile de type S d'une magnitude maximale de 4,95. T Cen est répertorié comme le prochain exemple SRa le plus brillant, mais il est suggéré qu'il pourrait en fait être une variable RV Tauri , ce qui en ferait de loin le membre le plus brillant de cette classe.

Il existe de nombreuses étoiles SRb à l'œil nu, L 2 Pup de troisième magnitude étant la plus brillante répertoriée dans le GCVS. σ Lib et ρ Per sont également des étoiles SRb de troisième magnitude à la luminosité maximale. β Gru est une étoile de deuxième magnitude classée comme variable irrégulière lente par le GCVS, mais signalée comme étant de type SRa par des recherches ultérieures. Ces quatre sont toutes des géantes de classe M, bien que certaines variables SRb soient des étoiles à carbone telles que UU Aur ou des étoiles de type S telles que Pi 1 Gru .

Les étoiles SRc cataloguées sont moins nombreuses, mais comprennent certaines des étoiles les plus brillantes du ciel telles que Bételgeuse et α Her . Bien que les étoiles SRc soient définies comme étant des supergiantes, un certain nombre d'entre elles ont des classes de luminosité spectrale géantes et certaines, comme α Her, sont connues pour être des étoiles à branches géantes asymptotiques .

De nombreuses étoiles sont extrêmement lumineuses srd hypergiants , y compris l'œil nu- ρ Cas , V509 Cas et ο 1 Cen . D'autres sont classés comme des étoiles géantes, mais l'exemple le plus brillant est le LU Aqr de septième magnitude .

La plupart des variables SRS ont été découvertes dans des enquêtes approfondies à grande échelle, mais les étoiles à l'œil nu V428 And , AV Ari et EL Psc en font également partie.

Voir également

Les références

Liens externes