RR Lyrae

RR Lyrae, champ de 1 degré, plaque d’enquête DSS I
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)

Notre série d’étoiles variables de la saison revient d’un hiatus avec un joyau astronomique longtemps négligé : RR Lyrae, le prototype de l’une des plus importantes classes d’étoiles variables en astronomie. RR Lyrae et la classe d’étoiles variables pulsantes qui porte son nom ont eu une profonde influence sur l’astrophysique du 20ème siècle, et il est probable que notre compréhension de la taille et de la nature de notre Univers serait bien plus incomplète sans ces étoiles importantes. RR Lyrae elle-même est une variable facilement visible pour la plupart des observateurs nordiques avec des télescopes modestes ou des jumelles, et pourtant elle reste une cible pour les principaux observatoires et programmes de recherche. Tant sa proéminence visuelle que sa stature historique en font une cible appropriée pour l’étoile variable de la saison de septembre 2010.

R Lyrae : l’histoire commence

Harvard College était une ruche d’activité d’étoiles variables à la fin du 19ème siècle. Le directeur, Edward Charles Pickering, et sa vaste équipe d' »ordinateurs » — des femmes qui effectuaient avec soin de nombreux calculs fastidieux ou des recherches de plaques photographiques à l’observatoire — ont publié des dizaines d’articles et de catalogues détaillant leurs efforts en matière de cartographie et de photométrie stellaires, de recherche et de photométrie d’astéroïdes, et d’étoiles variables. L’un d’entre eux est un court article paru dans le Harvard Circular Number 29 (1898) décrivant une technique simple pour l’étude des variables à courte période. Dans cet article, Pickering décrit une technique permettant d’obtenir de multiples expositions photographiques d’une étoile en un court laps de temps – une forme primitive mais efficace de photométrie en série temporelle. Une plaque photographique était alternativement exposée et recouverte à des intervalles préétablis dans un télescope dont l’alignement et la vitesse de poursuite n’étaient pas précisément alignés avec le ciel. Il en résulte que de multiples expositions d’une étoile donnée étaient obtenues au cours d’une soirée d’observation, et que les périodes des étoiles courtes pouvaient être obtenues plus efficacement.

Un article de Pickering paru dans l’Astrophysical Journal en 1901 fournit une liste de soixante-quatre nouvelles variables, dont l’une — une étoile de la constellation de la Lyre — a été trouvée en utilisant la méthode ci-dessus sur une plaque du 13 juillet 1899. L’examen de cette plaque par l’une des collaboratrices de Pickering, Wilhelmina Fleming, a révélé une étoile de courte période et de grande amplitude. L’étoile, avec une amplitude de plus de 3/4 de magnitude et une période d’un peu plus d’une demi-journée, ressemblait clairement à celles des variables de l’amas (également découvertes par Fleming lors de son analyse des plaques de l’enquête sur l’amas de Solon Bailey en 1893). Des observations régulières de cette « variable d’amas » la plus brillante du domaine ont commencé à Harvard ainsi que dans d’autres grands observatoires, dont Lick et Mt Wilson. La luminosité de RR Lyrae (entre la 7ème et la 8ème magnitude) la rendait suffisamment brillante pour être observée par spectroscopie, de telle sorte que les changements dans son spectre pouvaient être suivis tout au long de son cycle de variabilité. Cela a permis aux astronomes de mesurer les changements de type spectral, ainsi que de détecter la présence de raies d’émission.

Dans son article complet de 1916 sur RR Lyrae, Harlow Shapley a clairement indiqué que l’hypothèse binaire pour les variations des « variables céphéides » (avec lesquelles il incluait les variables d’amas) était incompatible avec les variations spectroscopiques et photométriques ; les spectres suggéraient que les « orbites » de ces binaires devaient être physiquement petites, et la photométrie montrant des variations du temps de montée au maximum nécessitait des variations non physiques des paramètres orbitaux hypothétiques. Shapley a également noté un fait important concernant RR Lyrae en utilisant les observations d’Oliver Wendell de Harvard ainsi que les siennes : les temps de maximum et la forme de la courbe de lumière de RR Lyrae varient de manière cyclique avec une période d’environ 40 jours. Cet effet, connu plus tard sous le nom d’effet Blazhko, a continué à fournir une énigme aux astrophysiciens jusqu’à nos jours.

Bien que RR Lyrae n’ait pas été la première « étoile RR Lyrae » découverte — les variables de l’amas et les deux étoiles de champ U Lep et S Ara sont arrivées les premières — RR Lyrae est de loin la plus brillante, et sa luminosité en a fait une cible facile pour les photométristes et les spectroscopistes. Le nom de variable RR Lyrae est par la suite devenu un titre approprié pour cette importante classe d’étoiles.

La bande d’instabilité

Les RR Lyrae sont membres d’une classe élite de variables pulsantes connues sous le nom de pulsateurs à bande d’instabilité. Ces étoiles, toutes confinées dans une région étroite du diagramme de Hertzsprung-Russell, pulsent pour la même raison : les pulsations sont provoquées par un rayonnement partiellement empêché de s’échapper de l’étoile, et l’augmentation de la pression et de la température qui en résulte les fait se dilater. Lorsque la gravité les contracte à nouveau, le cycle se répète. En raison des propriétés physiques des étoiles et de l’intérieur des étoiles, seules les étoiles ayant des propriétés physiques très spécifiques sont capables d’effectuer ce phénomène. Celles qui le peuvent se situent sur une étroite bande diagonale du diagramme H-R, allant des étoiles chaudes, bleues et peu lumineuses, en bas à gauche, aux étoiles plus froides, plus rouges et plus lumineuses, en haut à droite. C’est là où cette bande croise une population commune d’étoiles dans le diagramme H-R que l’on trouve généralement les pulsateurs. Là où elle croise la séquence des naines blanches, on trouve les étoiles ZZ Ceti (naines blanches DAV). À l’intersection avec la séquence principale, on trouve les étoiles delta Scuti. Là où elle croise la séquence post-maîtresse, on trouve les variables céphéides et les étoiles W Virginis. Et dans les populations stellaires de faible métallicité, l’intersection avec la branche horizontale correspond aux étoiles RR Lyrae. Les étoiles RR Lyrae ont des luminosités intermédiaires entre celles des Céphéides (plus brillantes) et des étoiles delta Scuti (plus faibles).

Les étoiles RR Lyrae sont des membres très évolués des populations stellaires de faible métallicité. Elles ont évolué à travers la séquence principale, ont brûlé tout l’hydrogène de leur noyau, puis ont effectué une remontée rapide de la branche des géantes rouges post-séquence principale et se sont réinstallées sur la branche horizontale – une courte période de la vie d’une étoile de faible métallicité où elle brûle l’hélium dans son noyau et l’hydrogène dans une coquille autour du noyau. Les étoiles RR Lyrae sont des sous-géantes, plus lumineuses que notre Soleil, mais moins lumineuses que les variables céphéides. Les amas globulaires avec des branches horizontales bien définies peuvent parfois contenir un nombre important d’étoiles RR Lyrae, un fait que nous pouvons mettre à profit ici sur Terre.

Variables d’amas, l’Univers et tout

Les étoiles RR Lyrae sont astrophysiquement intéressantes en soi, mais ce qui les rend le plus intéressantes est la façon dont elles peuvent être utilisées. Une autre des calculatrices de Harvard, Henrietta Swan Leavitt, est en grande partie responsable de la découverte d’une autre particularité des étoiles de la bande d’instabilité. Leavitt a étudié les variables céphéides dans le Petit Nuage de Magellan, mesurant leurs magnitudes apparentes et leurs périodes de pulsation. Le Petit Nuage de Magellan était une cible importante car on supposait (à juste titre) que toutes les étoiles du nuage étaient physiquement associées et se trouvaient à peu près à la même distance de la Terre. En 1912, Leavitt a établi une relation claire entre la luminosité apparente de ces variables céphéides dans le SMC et leurs périodes de pulsation – plus l’étoile est brillante, plus la période est longue. De plus, il s’agissait d’une relation très étroite et bien définie. Vous pouviez estimer avec une très bonne précision la luminosité d’une Céphéide compte tenu de sa période et vice versa.

La relation PL pour les Céphéides dans le SMC, montrant la magnitude sur l’axe des y en fonction de log(Période, jours) sur l’axe des x. De Leavitt et Pickering 1912 (Harvard Circular 173).

C’était une découverte étonnante en raison de ce qu’elle implique : (a) si la relation période-luminosité est universelle pour toutes les étoiles, et (b) si vous pouvez trouver un moyen de calibrer la relation en utilisant des Céphéides de distance connue, alors vous pouvez utiliser les Céphéides et d’autres pulsateurs à bande d’instabilité pour mesurer les distances. Les astronomes ont rapidement été en mesure de calibrer cette relation en utilisant des étoiles proches dont les distances sont connues par la parallaxe, et ils ont effectivement confirmé que la relation entre la période et la luminosité était réelle et universelle. Cette relation, connue sous le nom de relation période-luminosité, était d’une importance capitale pour notre compréhension de la nature et de la taille de la Voie lactée et de la taille de l’Univers. Les astronomes de Harvard Solon Bailey et Harlow Shapley ont été les principaux acteurs de l’adoption et de l’utilisation des variables d’amas comme indicateurs de distance. Shapley a lui-même participé au Grand Débat de 1920 qui l’opposait à Heber Curtis sur le thème de la taille de la Voie lactée et de la nature des « nébuleuses spirales » (que l’on sait maintenant être d’autres galaxies comme la nôtre). Une grande partie de l’argumentation porte sur les amas globulaires – leurs distances et leur emplacement dans la Voie lactée. Une partie des arguments de Shapley reposait à la fois sur la distribution des amas globulaires et sur leur distance par rapport à nous. Les variables des amas — principalement des étoiles RR Lyrae — ont été utilisées comme « bougies standard » pour mesurer les distances aux amas globulaires, et nous ont ainsi fourni un premier aperçu de la taille réelle de la Voie lactée.

Étoiles RR Lyrae dans Messier 3 (images et animation copyright J. Hartmann, Harvard U., et K. Stanek, Ohio State U.)

La relation entre la période d’un pulsateur et sa luminosité est connue sous le nom de loi de Leavitt. Elle a été utilisée pour tout mesurer, depuis les distances aux Céphéides, RR Lyrae et delta Scuti dans la Voie lactée, jusqu’à la mesure des distances aux galaxies situées à près de 100 millions d’années-lumière. Elle est encore utilisée aujourd’hui comme outil de mesure dans le cosmos, et des efforts constants sont déployés pour mieux comprendre et affiner cette relation pour toutes les classes individuelles d’étoiles sur la bande d’instabilité.

Un mystère séculaire : l’effet Blazhko

En 1907, l’astronome russe Sergei Blazhko a remarqué pour la première fois l’amplitude modulante de la courbe lumineuse de pulsation de RW Draconis. Contrairement à d’autres pulsateurs similaires, sa courbe de lumière n’était pas régulière d’un cycle à l’autre, mais changeait à la fois d’amplitude et de forme de manière régulière et prévisible. Cet effet a été appelé l’effet Blazhko, et a été rapidement découvert dans de nombreuses autres étoiles RR Lyrae à forte amplitude (celles de type RRab). Harlow Shapley a découvert que le prototype de classe RR Lyrae était lui-même une étoile de Blazhko, avec une période de Blazhko (le temps qu’il faut pour passer par un cycle de modulation de Blazhko) d’environ 40 jours. Ainsi, la plus brillante des étoiles RR Lyrae présente également cette particularité de pulsation. On pourrait penser qu’étant donné que les étoiles de Blazhko sont connues depuis si longtemps et qu’elles comprennent le membre le plus brillant de la classe, l’effet serait maintenant bien compris, mais ce curieux phénomène est resté mystérieux jusqu’à aujourd’hui. Un certain nombre d’explications existent et de grands progrès ont été réalisés très récemment, mais une cause définitive n’a pas encore été prouvée.

Quelles sont les idées ? L’une des premières hypothèses était que les étoiles de Blazhko étaient des pulsateurs multimodes dans lesquels la pulsation principale — le mode fondamental radial — interagissait avec un ou plusieurs modes faibles non radiaux pour créer le modèle de battement des modulations d’amplitude. Parmi les raffinements supplémentaires apportés à ce modèle, citons l’ajout d’une rotation et d’une interaction non linéaire entre les modes de pulsation. Une autre possibilité était l’existence de cycles magnétiques au sein de ces étoiles, de nature similaire au cycle magnétique solaire de 11 ans, mais sur une échelle de temps plus courte. D’autres raffinements à cette théorie incluent l’idée que l’axe de rotation de l’étoile n’est pas aligné avec les pôles magnétiques, qu’il y a une interaction entre les champs magnétiques et la convection, ou peut-être une combinaison de tout cela. Les travaux de Chadid et al suggèrent que les champs magnétiques ne sont probablement pas la cause de l’effet Blazhko ; elle et ses collaborateurs ont découvert que RR Lyrae elle-même n’a pas de champ magnétique puissant (du moins au-dessus d’une limite de 80 Gauss), et donc que son effet Blazhko doit être dû à autre chose. Cependant, aucune théorie n’a été prouvée sans l’ombre d’un doute.

Le phénomène de Blazhko reste un sujet de recherche majeur pour la communauté de la variabilité stellaire, et plusieurs grandes installations (dont le satellite CoRoT montré ici) passent du temps à observer ces étoiles. Où va le domaine ? À l’heure actuelle, deux éléments sont nécessaires pour progresser : une photométrie de très haute précision et une spectroscopie à haute résolution dans le temps. La photométrie de haute précision aidera les chercheurs à mesurer avec exactitude la forme de la courbe de lumière, et dans les étoiles de Blazhko, chaque petite bosse et chaque petite secousse peut avoir une signification. La photométrie au sol, d’une précision de quelques millimagnitudes, est toujours collectée et utilisée, mais la précision de l’ordre du micromagnon et la couverture sans faille offertes par des satellites comme CoRoT et Kepler peuvent fournir de nouveaux indices importants. En effet, Szabó et al. (2010) ont peut-être trouvé un indice important de l’effet Blazhko en utilisant les observations ultra-précises de Kepler sur une demi-douzaine d’étoiles. Ils suggèrent que le « doublement de période » causé par une résonance de deux modes de pulsation pourrait être responsable. Le doublement de période, où il y a une variation apparente à deux fois la période réelle, est observé dans les étoiles RV Tauri et (parfois) W Vir, bien que dans ces cas, il produise une irrégularité beaucoup plus grande.

De même, de grands télescopes terrestres avec des spectrographes à haute résolution sont également tournés vers ces étoiles, plus particulièrement RR Lyrae elle-même. Comme l’a noté Geza Kovács dans sa revue de 2009, « …l’analyse précise des séries temporelles de lignes spectrales révèle toute composante non radiale possible et laisse ainsi inclure (ou exclure) les modes non radiaux dans l’explication du phénomène de Blazhko. » Pourquoi ? Une pulsation non radiale signifie que l’étoile ne pulse pas selon une symétrie sphérique : différentes parties de la surface de l’étoile entrent et sortent à des moments différents, et la forme de la surface dépend du type de mode qui pulse. Comme les différentes parties de l’étoile se déplacent dans des directions différentes à des vitesses différentes, cela peut apparaître dans le spectre de l’étoile sous forme d’asymétries dans les profils des lignes d’absorption. Une ligne d’absorption dans un gaz stationnaire aura un profil de ligne similaire à une gaussienne – symétrique, avec un pic central. Mais si différentes parties de l’étoile se déplacent à des vitesses différentes par rapport à notre ligne de visée, chaque parcelle de gaz aura son propre profil de raie décalé vers le rouge ou vers le bleu, ce qui donnera un profil de raie unique avec des vagues et des bosses. Ces caractéristiques peuvent également se déplacer en longueur d’onde si l’étoile est en rotation. Une analyse minutieuse des changements du profil de raie en fonction du temps peut révéler la présence de modes non radiaux, ou éliminer cette possibilité.

Comme ceux d’entre vous qui font de la spectroscopie le savent, il est beaucoup plus facile d’obtenir le spectre d’une étoile brillante, et plus la résolution du spectre est élevée, plus il faut de temps pour obtenir un bon rapport signal/bruit. C’est aussi vrai pour le spectrographe d’un grand télescope au sol que pour celui du C11 de votre jardin. Comme RR Lyrae est l’étoile de Blazhko la plus brillante du groupe, elle reste une cible importante pour les observations spectroscopiques et photométriques de la communauté des chercheurs. En particulier, RR Lyrae était une cible principale pour le projet Blazhko de l’Université de Vienne, et l’étoile a été une cible pour plusieurs programmes d’observation en collaboration par Horace Smith du Michigan, Katrien Kohlenberg de Vienne, et de nombreux autres collaborateurs.

R Lyrae et l’AAVSO

Bien qu’elle ne soit pas officiellement l’une des étoiles cibles de la section des pulsateurs à courte période de l’AAVSO (ni de son prédécesseur, le comité RR Lyrae de l’AAVSO), l’AAVSO a plus de 8500 observations de RR Lyrae, dont environ la moitié sont visuelles, et l’autre moitié provient de séries temporelles CCD intensives réalisées par deux observateurs. L’AAVSO dispose de petites séries d’observations visuelles, typiquement une saison par un observateur, entre 1976 et 1995, à partir desquelles les temps de maximums visuels (TOMs) peuvent être dérivés. A partir de 1995, la communauté visuelle de l’AAVSO a commencé à observer sérieusement cette étoile, et il y a un certain nombre de cycles à partir desquels les TOMs peuvent être dérivés jusqu’à aujourd’hui. Les données pour RR Lyrae remontent cependant bien avant les archives de l’AAVSO ; vous pouvez trouver certaines de ces données archivées dans la base de données GEOS RR Lyrae.

Diagrammes de phase de RR Lyrae utilisant les données de l’AAVSO : (gauche) Données visuelles, JD 2450200-2450400 ; (droite) Données en bande V, JD 2453941-2453992, où les différentes couleurs correspondent à différents cycles.

La communauté de recherche sur les RR Lyrae s’est éloignée des observations visuelles pour utiliser les chronométrages CCD, car ils permettent une plus grande précision en termes de temps et de magnitude et peuvent révéler des détails plus fins dans le comportement des chronométrages des étoiles RR Lyrae que les données visuelles. Alors que les problèmes complexes de l’astrophysique de RR Lyrae nécessitent des observations instrumentales pour les TOMs et pour l’analyse des courbes de lumière, RR Lyrae reste une cible visuelle agréable avec des changements minute à minute parfois visibles pendant la branche montante de la pulsation.

L’équipe de la séquence de l’AAVSO a récemment mis à jour et élargi la séquence ; les observateurs visuels devraient utiliser des cartes à l’échelle B et observer avec un instrument à grand champ comme des jumelles ou un télescope de faible puissance. Les observateurs instrumentaux doivent pouvoir choisir parmi un certain nombre d’étoiles de comparaison dans le champ, mais des comparaisons comparables en luminosité à RR Lyrae elle-même (entre V=7,2 et 8,2) produiront un rapport signal/bruit optimal. Comme pour l’observation visuelle, une caméra à grand champ fournira la plus grande gamme d’étoiles de comparaison. Comme toujours, nous encourageons les observateurs instrumentaux à réduire, calibrer et transformer complètement leurs observations, y compris les corrections de masse d’air et la transformation en un système standard. Cela rendra beaucoup plus facile la combinaison de vos observations avec celles d’autres observateurs.

R Lyrae est un joyau sous-estimé parmi les étoiles variables dans les archives de l’AAVSO. Bien qu’il existe de nombreuses étoiles RR Lyrae activement recherchées par les observateurs de l’AAVSO et la communauté des chercheurs, RR Lyrae elle-même reste une cible importante pour les astrophysiciens modernes. Plus d’un siècle après sa découverte, les secrets de cette brillante variable boréale n’ont pas encore été entièrement découverts. Cependant, il y a un réel espoir et une certaine excitation au sein de la communauté des astrophysiciens que les problèmes complexes de la variabilité de RR Lyrae et d’autres étoiles comme elle puissent enfin céder à des données d’observation plus nombreuses et meilleures, plus d’un siècle après sa découverte. Notre étoile variable de la saison, RR Lyrae, montre la chaîne ininterrompue de découverte et de compréhension qui commence il y a plus de 100 ans et s’étend jusqu’à aujourd’hui.

Pour plus d’informations:

• Chadid, M., et al, 2004, « No evidence of a strong magnetic field in the Blazhko star RR Lyrae », Astronomy & Astrophysics 413, 1087
• Davis, Katherine, 2003, « XZ Cygni » (Variable Star of the Season)
• Gay, Pamela, 2005, « AH Leo » (Variable Star of the Season)
• Hartmann, J. and Stanek, K., 2004, « M3 : Amas d’étoiles inconstantes » (APOD pour 2004 12 octobre)
• Kolenberg, K., et al., 2010, « An in-depth spectroscopic analysis of the Blazhko star RR Lyrae », Astronomy & Astrophysics 519 (in press)
• Kolenberg, K., et al. 2006, « The Blazhko effect of RR Lyrae in 2003-2004 », Astronomy & Astrophysics 459, 577
• Kovács, G., 2009, « The Blazhko Effect », in Stellar Pulsation : Challenges for Theory and Observation, AIP Conf. Proc. 1170
• Pickering, E.C., et al., 1901, « Sixty-four new variable stars », Astrophysical Journal 13, 226
• Pickering, E.C., 1898, « Variable Stars of Short Period », Harvard Circ. #29
• Shapley, H., 1916, « On the changes in the spectrum, period, and lightcurve of the Cepheid variable RR Lyrae », Astrophysical Journal 43, 217
• Smith, H., et al, 2003, « The Blazhko Effect of RR Lyrae in 1996 », PASP 115, 43
• Smith, Horace, 1995, RR Lyrae Stars (New York : Cambridge U. Press)
• Szabó, R., et al., 2010, « Does Kepler unveil the mystery of the Blazhko effect ? Première détection du doublement de la période dans les étoiles Kepler Blazhko RR Lyrae », MNRAS (sous presse)
• La section des pulsateurs à courte période de l’AAVSO
• La base de données GEOS RR Lyrae
• Le projet Blazhko à l’Université de Vienne
• Placer des cartes de RR Lyrae avec le traceur d’étoiles variables de l’AAVSO
• Ressources de l’AAVSO pour les observateurs d’étoiles variables

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