Photométrie d'étoiles pulsantes RR Lyrae

Photométrie d'étoiles pulsantes RR Lyrae

Jean-François Le Borgne

Laboratoire d'AstrophysiqueObservatoire Midi-Pyrénées

Toulouse

et GEOS

27 mai 2006 Jean-François Le Borgne - La Rochelle 2

Étoiles variables pulsantes à courte période

population II

Période 0.2-1.1 jour

amplitude 0.3 à 2

magnitudes

<Mv> +0.6 m (L ~ 50 Lo)

Teff 7400K – 6100K

Type spectral A2-F6 III

<log g> 2.5 – 3.0

[Fe/H] -2.5 – 0.0

Masse ~0.7 Mo

Rayon ~4 – 6 Ro

Qu'est-ce qu'une étoile RR Lyr ?

TZ Aur, télescope TAROT, 2005-2006



W. Fleming

Historique 1889 découverte des « variables d'amas » (E. Pickering, M3) 1890-1898 variables semblables aux « variables d'amas »: U Lep (1890, J.C. Kapteyn), S Ara (1898) 1899 découverte de RR Lyr (7.06-8.12V) par W. Fleming (Pickering, 1901)

«Calculatrices» à l'observatoire de Harvard

E. Pickering


Film de l'amas globulaire M3 pendant une nuit. La plupart des étoiles variables visibles ici sont de RR Lyrae. (source: Hartman & Stanek, http://cfa-www.harvard.edu/~jhartman/M3_movies.html )


« Variables d'amas »

L'étude des étoiles variables dans les amas globulaires est a l'origine de l'identification du phénomène RR Lyrae.

Entre 1893 et 1898, des centaines d'étoiles variables furent trouvéesdans des amas globulaires comme M3, Omega Centauri ou 47 Tucan par E.C. Pickering, W. Fleming et I. Bailey, entre autres.

http://cfa-www.harvard.edu/~jhartman/M3_movies.html


On doit à I. Bailey d'avoir reconnu que la plupart des variables dans les amas globulaires était d'un type particulier: période inférieure à 1 jour et amplitude d'environ 1 magnitude: ωCen, Bailey,1902

2 sous-groupes: RRab et les RRc RRab: pulsent dans le mode radial fondamental, courbe de lumière asymétrique RRc: pulsent dans le mode du premier harmonique, courbe de lumière presque sinusoïdale avec une amplitude inférieure à 0.8 magnitude.


S. I. Bailey


intersection de la « branche horizontale » et de la bande d'instabilité

Diagramme Hertzsprung-Russel


étoiles de faiblemasse ~0.7 Mo Séquence principale: combustion de l'hydrogène, ~1010 années. évolution sur la branche des géantes. Flash de l'hélium Branche horizontale: combustion de l'hélium

Étoiles RR Lyr: évolution stellaire



étoiles de faiblemasse ~0.7 Mo Séquence principale: combustion de l'hydrogène, ~1010 années. évolution sur la branche des géantes. Flash de l'hélium Branche horizontale: combustion de l'hélium


étoiles de faible masse ~0.7 Mo Séquence principale: combustion de l'hydrogène, ~1010 années. évolution sur la branche des géantes. Flash de l'hélium Branche horizontale: combustion de l'hélium



variations au cours de la pulsation effet de la métallicité

Spectroscopie:


Variations du profil d'une raie du Fe I dans le spectre de RR Lyrae au voisinage du maximum de lumière. es observations couvrent 3 heures consécutives.

spectrographe SARG au TNG (Telescopio Nazionale Galileo, La Palma) 28 juillet 2004, Katrien Kolenberg.

Spectroscopie:

variations au cours de la pulsation effet de la métalicité


Variation de période Variation d'amplitude

Effet Blazhko et variations séculaires

Anomalies de période:


(created by D. Welch based on MACHO project data, Alcock et al. 2000). RR Lyrae: the « Blazhko Project », 2004,

Katrien Kolenberg

Grandes variation d'amplitude: pulsation double-mode et effet Blazhko (Blazhko, 1907).

Sergei N. Blazhko

Anomalies de période: effet Blazhko


Un exemple d'étude de l'effet Blazhko

GCVS: RRAB 12.02 - 13.11 V 2441774.441 + 0.589052 E

Nombre de mesures:21 mai 2005 – 30 avril 2006

TAROT (sans filtre): 1868F.J. Hambsch (V): 659 F.J. Hambsch (R): 761

HJD 2453643.408 + 0.589060 E

TAROT, no filter


F.J. Hambsch, R

F.J. Hambsch, VTAROT, no filter

GCVS: RRAB 12.02 - 13.11 V 2441774.441 + 0.589052 E

Nombre de mesures:21 mai 2005 – 30 avril 2006

TAROT (sans filtre): 1868F.J. Hambsch (V): 659 F.J. Hambsch (R): 761

HJD 2453643.408 + 0.589060 E

Un exemple d'étude de l'effet Blazhko


L'effet Blazhko

24 maximums

14 TAROT (no filter) (points bleus)10 F.J. Hambsch (V+R) (points noirs)

2453597 + 23.65 E

HJD O-C t HJD O-C t (jour) (jour) (jour) (jour)

2453597.464 -0.004 0.005 2453727.671 0.039 0.005 2453636.370 0.030 0.002 2453733.553 0.032 0.002 2453643.408 0.000 0.008 2453737.642 -0.002 0.005 2453647.528 -0.003 0.002 2453740.589 0.000 0.002 2453682.318 0.038 0.002 2453743.537 0.003 0.002 2453683.492 0.034 0.002 2453745.309 0.008 0.002 2453693.464 -0.007 0.002 2453756.532 0.041 0.002 2453699.393 0.032 0.003 2453759.464 0.028 0.002 2453705.293 0.043 0.002 2453760.635 0.021 0.002 2453712.344 0.026 0.004 2453762.382 0.001 0.002 2453715.271 0.008 0.003 2453795.404 0.040 0.002 2453719.395 0.009 0.005 2453838.377 0.018 0.004


The Blazhko effect

magnitude au maximum et amplitude

TAROT: points bleusF.J. Hambsch R: points noirsF.J. Hambsch V: points verts


Interprétations de l'effet Blazhko

(K. Kolenberg)

Modèles de résonance

Basés sur une résonance entre le mode fondamental radial et un mode non-radial. Les modes dipôle ont alors la plus grande probabilité d'être excités. La théorie prévoit une modulation d'amplitude et de phase dans le cas d'une l'excitation dune paire de fréquences divisée par la rotation. La période de modulation est déterminée par la vitesse de rotation et la structure interne de l'étoile. Peterson (1996) a mesuré la largeurs de raies de 27 RR Lyr et obtenu une valeur supérieure de v sin i de 10 km/s.


Interprétations de l'effet Blazhko

(K. Kolenberg)

Modèles magnétiques

Ces modèles supposent que ces étoiles ont un champ magnétique incliné par rapport à l'axe de rotation (cf. modèles de rotateur oblique des étoiles Ap). Le mode fondamental radial est déformé pour donner une composante quadripôle dont l'axe coïncide avec l'axe magnétique. La période Blazhko est supposée être égale à la période de la rotation de l'étoile. Un champ magnétique 1kG serait nécessaire pour qu'une modulation d'amplitude soit observable. Un champ de 1.5kG a été observé par certains observateurs mais pas confirmé par d'autres.


Dans les 2 modèles, la modulation est une conséquence de la rotation de l'étoile. l'amplitude la modulation dépend de l'inclinaison de l'axe de rotation sur la ligne de visée.

Ils prévoient des composantes d'égales amplitudes, contrairement à ce qui est observé.

Le modèle magnétique ne prévoit pas qu'il y ait moins de cas d'effet Blazhko parmi les RRc.

Les différences entre les RR-Blazhko du LMC et de la galaxie doivent être liées à la métallicité.

Conclusion: Les modèles ne sont pas capables d'expliquer correctement le phénomène Blazhko

Importance de la détection de composantes non-radiales pour la compréhension du mécanisme de la modulation d'amplitude.


Variations séculaires de la période

Périodes variant proportionnellement avec le temps



Variations irrégulières de période



Variations irrégulières de période


Base de données de maxima de RR-Lyr du GEOS -http://dbrr.ast.obs-mip.fr


Contribution à la base de données

observation de maxima individuels:

Choisir une étoile et faire une prédiction de maximum. Observer pendant 3 heures minimum autour du maximum prévu Options: utiliser des filtres (B,V) Déterminer l'instant du maximum Corriger de la correction héliocentrique.


TAROT observationsFebruary 2004 – April 2006

739 maximums120 stars

about 40000 CCD frames

publications:list of maximums

IBVS 5568 / GEOS RR 21, 2004IBVS 5622 / GEOS RR 24, 2005IBVS 5650 / GEOS RR 25, 2005IBVS 5686 / GEOS RR 26, 2006

Dark gray: : GEOS Hatched Blue: BAV

GEOS RR-Lyr Survey:


Completeness of RR-Lyr maximum “surveys”

Use of GCVS as reference catalog: justify by the fact that GCVS stars are observed for several decades, up to one century and already allows long term analysis of the periods.

Statistics of CCD observations of RR-Lyr maximums 2001-2206

Dark gray: GCVS stars Light gray: stars observed

between 2001 and 2006 with CCDs

Blue: GEOS (2004-2006) Hatched Blue: BAV (2001-

2005)

Completeness:BAV+GEOS: 96% (12.5 at minimum)GEOS: 83%


Contributions possibles

Photométrie:

Observations de maxima individuels pour une contribution à la base de données (mag. au minimum jusqu'à ~14) Observations suivies d'étoiles à effet Blazhko (y compris RR Lyr): détermination de la période Blazhko.

Spectroscopie:

spectroscopie à R~5000 avec LHIRES III sur RR Lyr elle même. Domaine privilégié 3700-4000 A: Hε, Hζ, CaII(K): S/N ~100, pose 10mn spectroscopie à basse résolution des étoiles jusqu'à mag. 11-12 au minimum (~100 étoiles): détermination de température/ type spectral en fonction de la phase.

Documents

Photométrie d'étoiles pulsantes RR Lyrae