Étoile Ap à oscillations rapides

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Les étoiles Ap à oscillations rapides (étoiles roAp) constituent une sous-classe d'étoile Ap qui montrent des variations rapides photométriques ou de vitesse radiale sur de courtes périodes. Les périodes connues sont ainsi comprises entre 5 et 23 minutes. Ce sont des étoiles de la séquence principale qui résident dans la bande d'instabilité des étoiles de type δ Scuti.

Découverte[modifier | modifier le code]

La première étoile roAp découverte fut HD 101065 (plus souvent appelée l'étoile de Przybylski)[1]. Ses oscillations furent mises en évidence par Donald Kurtz (en) en utilisant le télescope de 510 mm à l'Observatoire astronomique sud-africain. Il aperçut des variations de 10 à 20-millimagnitudes dans la courbe de lumière de l'étoile avec une période de 12,15 minutes.

Classification[modifier | modifier le code]

Les étoiles roAp sont parfois désignées comme les variables de type α2 Canum Venaticorum à oscillations rapides[2]. Les étoiles roAp ainsi que certaines variables de type α2 CVn occupent la bande d'instabilité des étoiles de type δ Scuti et ce sont des étoiles chimiquement particulières ; cependant les étoiles roAp se distinguent par leurs périodes très courtes de moins d'une heure.

Oscillations[modifier | modifier le code]

Les étoiles roAp oscillent selon des modes de pression non radiaux, à hautes harmoniques et à bas degrés. Le modèle couramment utilisé pour expliquer le comportement de ces pulsations est le modèle du pulsateur oblique (oblique pulsator model)[3],[4],[5]. Dans ce modèle l'axe de pulsation est aligné avec celui du champ magnétique de l'étoile, ce qui peut conduire à la modulation de l'amplitude de la pulsation, qui dépend de l'orientation de l'axe par rapport à la ligne de visée, étant donné qu'elle varie avec la rotation. Ce lien apparent entre l'axe du champ magnétique et l'axe de pulsation donne ainsi un indice quant à la nature du mécanisme dirigeant ces pulsations. Étant donné que les étoiles roAp semblent occuper la fin de la séquence principale au sein de la bande d'instabilité des étoiles de type δ Scuti, il a été suggéré que le mécanisme qui dirigent leurs variations pourrait être similaire, c'est-à-dire le mécanisme d'opacité opérant dans la zone d'ionisation de l'hydrogène. Il n'existe pas de modèle standard de pulsation tel qu'il génère les oscillations du type roAp en utilisant le mécanisme d'opacité. Puisque le champ magnétique apparaît être important parmi ces étoiles, les recherches l'ont pris en compte afin d'en dériver des modèles de pulsation non standards. Il a été ainsi proposé que ces modes sont dirigés par la suppression de la convection en raison du fort champ magnétique près des pôles magnétiques de ces étoiles[6], ce qui expliquerait l'alignement de l'axe de pulsation avec celui du champ magnétique. Une bande d'instabilité correspondant aux étoiles roAp a été calculée[7], ce qui correspondait bien avec la position des étoiles roAp découvertes jusque là sur le diagramme de Hertzsprung–Russell, mais elle prédisait également l'existence de pulsateurs à période plus longue parmi les étoiles roAp plus évoluées. De tels pulsateurs ont été découverts, notamment HD 177765[8], qui possède la période de pulsation la plus longue parmi les étoiles roAp, avec 23,6 minutes.

La plupart des étoiles roAp ont été découvertes par de petits télescopes afin d'observer les faibles changements en amplitude provoqués par la pulsation de l'étoile. Cependant, il est également possible d'observer de telles pulsations en mesurant les variations de la vitesse radiale de quelques raies qui y sont sensibles, comme celles du néodyme ou du praséodyme. Certaines raies ne semblent pas pulser, notamment celles du fer. On pense que les pulsations sont de la plus haute amplitude dans la partie haute de l'atmosphère de ces étoiles, où la densité est plus faible. Ainsi, les raies spectrales qui sont formées par les éléments qui sont transportés radiativement haut dans l'atmosphère sont plus susceptibles d'être les plus sensibles à la mesure de la pulsation, alors que l'on ne s'attend pas à ce que les raies d'éléments tels que le fer, qui a tendance à se déposer par gravité, montrent des variations de vitesse radiales.

Liste d'étoiles roAp identifiés[modifier | modifier le code]

Dés. Dés. (HD) Magnitude (bande V) Type spectral Période (minutes)
HD 177765 9,1 Ap 23,6
AP Scl HD 6532 8,45 Ap SrEuCr 7,1
BW Cet HD 9289 9,38 Ap SrCr 10,5
BN Cet HD 12098 8,07 F0 7,61
HD 12932 10,25 Ap SrEuCr 11,6
BT Hyi HD 19918 9,34 Ap SrEuCr 14,5
DO Eri HD 24712 6,00 Ap SrEu(Cr) 6,2
UV Lep HD 42659 6,77 Ap SrCrEu 9,7
HD 60435 8,89 Ap Sr(Eu) 9,7
LX Hya HD 80316 7,78 Ap Sr(Eu) 11,4–23,5
IM Vel HD 83368 6,17 Ap SrEuCr 11,6
AI Ant HD 84041 9,33 Ap SrEuCr 15,0
HD 86181 9,32 Ap Sr 6,2
HD 99563 8,16 F0 10,7
Étoile de Przybylski HD 101065 7,99 controversé 12,1
HD 116114 7,02 Ap 21,3
LZ Hya HD 119027 10,02 Ap SrEu(Cr) 8,7
PP Vir HD 122970 8,31 inconnu 11,1
α Cir HD 128898 3,20 Ap SrEu(Cr) 6,8
HI Lib HD 134214 7,46 Ap SrEu(Cr) 5,6
β CrB HD 137909 3,68 F0p 16,2
GZ Lib HD 137949 6,67 Ap SrEuCr 8,3
HD 150562 9,82 A/F(p Eu) 10,8
HD 154708 8,76 Ap 8,0
HD 161459 10,33 Ap EuSrCr 12,0
HD 166473 7,92 Ap SrEuCr 8,8
10 Aql HD 176232 5,89 F0p SrEu 11,6
HD 185256 9,94 Ap Sr(EuCr) 10,2
CK Oct HD 190290 9,91 Ap EuSr 7,3
QR Tel HD 193756 9,20 Ap SrCrEu 13,0
AW Cap HD 196470 9,72 Ap SrEu(Cr) 10,8
γ Eql HD 201601 4,68 F0p 12,4
BI Mic HD 203932 8,82 Ap SrEu 5,9
MM Aqr HD 213637 9,61 A(p EuSrCr) 11,5
BP Gru HD 217522 7,53 Ap (Si)Cr 13,9
CN Tuc HD 218495 9,36 Ap EuSr 7,4

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ Kurtz, D. W. Information Bulletin on Variable Stars, vol. 1436 (1978).
  2. ↑ Samus, O. V. Durlevich et al., « VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) », VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally Published in: 2009yCat....102025S, vol. 1,‎ (Bibcode 2009yCat....102025S)
  3. ↑ Kurtz, D. W. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 200, p. 807 (1982).
  4. ↑ Shibahashi, H. & Takata, M. Publication of the Astronomical Society of Japan, vol. 45, p. 617 (1993).
  5. ↑ Bigot, L. & Dziembowski, W. Astronomy & Astrophysics, vol. 391, p. 235 (2002).
  6. ↑ Balmforth, N. et al. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 323, p. 362 (2001).
  7. ↑ Cunha, M. S. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 333, p. 47 (2002).
  8. ↑ Alentiev et al., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2012, L398.
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