Les RR Lyrae une famille dtoiles pulsantes Pierre

Les RR Lyrae, une famille d’étoiles pulsantes Pierre de Ponthière AAVSO member (DPP) CBA Lesve GEOS www. dppobservatory. net 2010/09/30

Structure de l’exposé Théorie • 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’exposé Pratique – 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, V 593 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 M 3 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 noyau 10 M 0 C • Masse des RR Lyrae = 0. 7 M☼ Magnitude absolue = magnitude à 10 parsec (32. 6 années lumière) • Après une dizaine de milliards d’années hydrogène est épuisé dans le noyau de l’étoile.

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 0 C)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 M 5 (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/dm 3) 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 R 2 T 4

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 = S (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 1 er Janvier 4713 BC à 12 h UT • Pas de Jours Juliens locaux – tjs Greenwich • Echappe aux caprices du calendrier (y. c. réforme du Pape Grégoire en Octobre 1582) • Change à 12 h UT • Internet fournit des calculateurs http: //aa. usno. navy. mil/data/docs/Julian. Date. php

Ephémérides • Phénomène périodique • • T n = T 0 + n Période Exemple avec une période de 13 h = 0. 54167 jour T 0 = 10/9/2010 à 2 h UT 2455449. 58333 T 1 = 10/9/2010 à 15 h UT 2455450. 12500 T 2 = 11/9/2010 à 4 h UT 2455450. 66667 T 3 = 11/9/2010 à 17 h UT 2455451. 20833 T 4 = 12/9/2010 à 6 h 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 = 62 j 0. 01 j = 14. 4 min

Diagramme (O-C) • Observé – Calculé (2008 2009 2010)

CX Lyr : Folded (O-C) & Mag Période Blazhko = 68 j (estimation en 2008 = 62 j) • (O-C) and Magnitude at Maximum Versus Blazhko phase • 0. 04 • 0. 02 • 0. 5 • 1. 0 • 1. 5 • 2. 0 • 10. 8 • 11. 0 • 11. 2 • 0. 00 • 11. 4 • -0. 02 • 11. 6 • (O-C) 2007 • -0. 04 • 11. 8 • (O-C) 2008 • (O-C) 2009 • 12. 0 • -0. 06 • (O-C) 2010 • Mag 2008 • 12. 2 • Mag 2009 • Mag 2010 • -0. 08 • -0. 10 • 12. 4 • 12. 6

VY Cr. B Période Blazhko = 33. 4 j • VY Cr. B (O-C) and Magnitude at Maximum Versus Blazhko phase • 0. 04 • 0. 5 • 1. 0 • 1. 5 • 2. 0 • 10. 8 • 11. 3 • 0. 02 • 11. 8 • 0. 00 • 12. 3 • Others • (O-C) 2007 • -0. 02 • 12. 8 • (O-C) 2010 • (O-C) 2011 • Mag 2009 • -0. 04 • 13. 3 • Mag 2011 • 13. 8 • -0. 06 • Mag 2010

NU Aur Période Blazhko = 114 j ? ? • (O-C) and Magnitude at Maximum Versus Blazhko phase • 0. 04 • 0. 5 • 1. 0 • 1. 5 • 2. 0 • 11. 5 • 11. 7 • 0. 02 • 11. 9 • 0. 00 • -0. 02 • 12. 1 • 12. 3 • (O-C) 2006&7 • (O-C) 2008 • 12. 5 • (O-C)2009 • -0. 04 • -0. 06 • 12. 7 • 12. 9 • (O-C) 2010 • Mag 2008 • Mag 2009 • 13. 1 • -0. 08 • 13. 3 • -0. 10 • 13. 5 • Mag 2010

Satellite Co. Ro. T • 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 membres organisation importante (10 à 15 permanents, dont des astronomes professionnels) site complet deux réunions par an – GEOS (Groupe Européen d’Observation Stellaire) http: //rr-lyr. ast. obs-mip. fr/ http: //geos. webs. upv. es/ une trentaine de membres petite organisation sur centrée sur les RR Lyrae comprend plusieurs professionnels une réunion par an en Italie à Ca’ del Monte

Littérature – Understanding Variable Stars by John R. Percy Cambridge University Press – RR Lyrae Stars by Horace A. Smith Cambridge University Press – CX Lyrae 2008 Observing Campaign by P. de Ponthière, J. F. Le Borgne and F. J Hambsch JAAVSO Vol 37, 2009 http: //www. aavso. org/sites/default/files/jaavso/v 37 n 2/117. pdf – Co. Ro. T light curves of RR Lyrae stars. Co. Ro. T 101128793: long-term changes in the Blazhko effect and excitation of additional modes by 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 stars by R. Szabo et al. June 2010 http: //arxiv. org/abs/1007. 3404

THE END