RR Lyrae

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RR Lyrae
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière type de RR Lyrae
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 19h 25m 27,91285s[1]
Déclinaison +42° 47′ 03,6942″[1]
Constellation Lyre
Magnitude apparente 7,195[2] (7,06–8,12)[3]

Localisation dans la constellation : Lyre

(Voir situation dans la constellation : Lyre)
Caractéristiques
Type spectral A7III - F8III[4]
Indice U-B +0,172
Indice B-V +0,181
Astrométrie
Vitesse radiale −72,4 km/s[5]
Mouvement propre μα = −109,68 mas/a[1]
μδ = −195,75 mas/a[1]
Parallaxe 3,78 ± 0,19 mas[6]
Distance 860 ± 40 al
(260 ± 10 pc)
Magnitude absolue 0,600 ± 0,126[6]
Caractéristiques physiques
Masse 0,65 M☉[7]
Rayon 5,1 à 5,6 R☉[7]
Gravité de surface (log g) 2,4 ± 0,2[7]
Luminosité 49 ± 5 L☉[7]
Température 6 125 ± 50 K[7]
Métallicité −1,16[6]

Désignations

RR Lyr, 2MASS J19252793+4247040, NLTT 47799, HD 182989, BD+42°3338, HIP 95497, SAO 48421, LTT 15677[8]

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RR Lyrae est une étoile variable de la constellation de la Lyre, située près de la limite avec la constellation voisine du Cygne[9]. Elle est le prototype des variables de type RR Lyrae[10]. Elle a une période d'environ 13 heures et oscille entre les magnitudes apparentes 7 et 8. Comme les variables de type RR Lyrae sont d'importantes chandelles standard, connaître la distance précise de cette étoile est nécessaire pour déterminer sa luminosité, et donc celle d'autres étoiles de son type[11].

Histoire

Le caractère variable de RR Lyrae fut découvert par l'astronome écossaise Williamina Fleming à l'observatoire de l'université Harvard en 1901[9].

Sa distance fut longtemps incertaine et le Fine Guidance Sensor du télescope spatial Hubble fut utilisé en 2002 pour mesurer la distance de RR Lyrae à moins de ~5 % : 262 parsecs, soit 854 années-lumière[12]. Si cette valeur est correcte, elle donne à RR Lyrae une magnitude absolue de 0,61, presque 49 fois la luminosité solaire.

Les variables de type RR Lyrae

Article principal : Étoile variable de type RR Lyrae.

Ce type d'étoile de faible masse a consommé l'hydrogène de son cœur, évolué loin de la séquence principale et est passé par le stade de géante rouge. Leur énergie est maintenant produite par la fusion thermonucléaire de l'hélium de son cœur et l'étoile est entrée dans un stade évolutif appelé la branche horizontale (HB). La température effective de l'enveloppe extérieure d'une étoile HB va s'accroître graduellement au cours du temps. Quand le type spectral de l'étoile entre dans un domaine appelé bande d'instabilité — typiquement celui du type A — l'enveloppe extérieure peut commencer à pulser[11]. RR Lyrae montre ce type de pulsation régulière qui fait varier sa magnitude apparente entre 7,06–8,12 sur une courte période de 0,566 867 76 jours (13 heures, 36 minutes)[3]. Chaque pulsation radiale fait varier le rayon de l'étoile entre 5,1 et 5,6 fois celui du Soleil[7].

Cette étoile appartient à un sous-ensemble de variables de type RR Lyrae-type qui présentent un comportement caractéristique appelé l'effet Blazhko[13], nommé d'après l'astronome russe Sergueï Blajko. Cet effet se traduit par une modulation périodique de l'amplitude ou de la période de la pulsation de l'étoile variable et parfois des deux. De ce fait, la courbe de lumière de RR Lyrae change de cycle à cycle. En 2009, la cause de cet effet n'était toujours pas comprise. En 2014, des observations photométriques de haute résolution en fréquence ont démontré la cause de cet effet[14].

Propriétés

Comme les autres variables de type RR Lyrae, RR Lyrae elle-même possède une faible abondance d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium — ce que les astronomes appellent sa métallicité. Elle appartient à la catégorie des étoiles de population II qui se sont formées au début de l'Univers où il y avait une plus faible abondance de métaux dans les régions de formation d'étoiles[15]. La trajectoire de cette étoile reste sur une orbite proche du plan de la Voie lactée, ne s'écartant pas plus de 680 al (210 pc) au-dessus ou en en dessous de ce plan. La période Blazhko de RR Lyrae est de 39,1 ± 0,3 jours[3]. L'orbite a une excentricité élevée, s'approchant jusqu'à 6,80 kal (2,08 kpc) du centre galactique au périapse, et s'éloignant jusqu'à 59,9 kly (18,4 kpc) à l'apoapse[16].

Références

  1. ↑ a b c et d F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy and Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
  2. ↑ W. Schoeneich et D. Lange, « UBV observations of RR Lyr », IAU Information Bulletin on Variable Stars, vol. 1557,‎ , p. 1–2 (Bibcode 1979IBVS.1557....1S)
  3. ↑ a b et c K. Kolenberg, S. Bryson, R. Szabó, D. W. Kurtz, R. Smolec, J. M. Nemec, E. Guggenberger, P. Moskalik et J. M. Benkő, « Kepler photometry of the prototypical Blazhko star RR Lyr: an old friend seen in a new light », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 411, no 2,‎ , p. 878–890 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17728.x, Bibcode 2011MNRAS.411..878K, arXiv 1011.5908)
  4. ↑ D. Gillet et R. A. Crowe, « Bump, hump and shock waves in the RR Lyrae stars - X Ari and RR LYR », Astronomy and Astrophysics, vol. 199,‎ , p. 242 (Bibcode 1988A&A...199..242G)
  5. ↑ Ralph Elmer Wilson, General Catalogue of Stellar Radial Velocities, Washington, Carnegie Institution of Washington, (Bibcode 1953GCRV..C......0W)
  6. ↑ a b et c M. Catelan et C. Cortés, « Evidence for an Overluminosity of the Variable Star RR Lyrae, and a Revised Distance to the LMC », The Astrophysical Journal, vol. 676, no 2,‎ , L135–L138 (DOI 10.1086/587515, Bibcode 2008ApJ...676L.135C, arXiv 0802.2063)
  7. ↑ a b c d e et f K. Kolenberg, L. Fossati, D. Shulyak, H. Pikall, T. G. Barnes, O. Kochukhov et V. Tsymbal, « An in-depth spectroscopic analysis of the Blazhko star RR Lyrae. I. Characterisation of the star: abundance analysis and fundamental parameters », Astronomy and Astrophysics, vol. 519,‎ , A64 (DOI 10.1051/0004-6361/201014471, Bibcode 2010A&A...519A..64K, arXiv 1004.5156)
  8. ↑ « V* RR Lyr -- Variable Star of RR Lyr type », sur SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg (consulté le )
  9. ↑ a et b (en) Robert, Jr. Burnham, Burnham's Celestial Handbook : an observer's guide to the universe beyond the solar system, vol. 2, New York, Dover Publications, , 2138 p. (ISBN 0-486-23568-8, lire en ligne)
  10. ↑ (en) Matthew Templeton, « RR Lyrae », sur aavso.org, American Association of Variable Star Observers, (consulté le )
  11. ↑ a et b Maurizio Salaris et Santi Cassisi, Evolution of stars and stellar populations, John Wiley and Sons, (ISBN 0-470-09220-3, lire en ligne), p. 181–182
  12. ↑ G. Fritz Benedict, B. E. McArthur, L. W. Fredrick, T. E. Harrison, J. Lee, C. L. Slesnick, J. Rhee, R. J. Patterson et E. Nelan, « Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator RR Lyrae », The Astronomical Journal, vol. 123, no 1,‎ , p. 473–484 (DOI 10.1086/338087, Bibcode 2002AJ....123..473B, arXiv astro-ph/0110271)
  13. ↑ Horace A. Smith, Jennifer A. Church, Jessica Fournier, Jason Lisle, Pamela Gay, Katrien Kolenberg, Bruce W. Carney, Ivy Dick et Ruth C Peterson, « The Blazhko Effect of RR Lyrae in 1996 », The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 115, no 803,‎ , p. 43–48 (DOI 10.1086/345458, Bibcode 2003PASP..115...43S)
  14. ↑ M. Chadid, « First Detection of Multi-shocks in RR Lyrae Stars from Antarctica: A Possible Explanation of the Blazhko Effect », The Astronomical Journal, vol. 148, no 5,‎ , p. 88–94 (DOI 10.1088/0004-6256/148/5/88, Bibcode 2014AJ....148...88C)
  15. ↑ (en) Mike Inglis, Observer's guide to stellar evolution : the birth, life, and death of stars, London/New York, Springer, coll. « Patrick Moore's practical astronomy series », , 236 p. (ISBN 1-85233-465-7, lire en ligne), p. 162
  16. ↑ G. Maintz et K. S. de Boer, « RR Lyrae stars: kinematics, orbits and z-distribution », Astronomy and Astrophysics, vol. 442, no 1,‎ , p. 229–237 (DOI 10.1051/0004-6361:20053231, Bibcode 2005A&A...442..229M, arXiv astro-ph/0507604)

Voir aussi

Article connexe

Lien externe