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, 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 = magnitude à 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 = 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 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) & Mag Période Blazhko = 68 j (estimation en 2008 = 62 j)

VY CrB Période Blazhko = 33.4 j

NU Aur Période 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 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/v37n2/117.pdf CoRoT light curves of RR Lyrae stars. CoRoT 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