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Céphéide de type II

type d'étoile variable

Les céphéides de type II sont des étoiles variables qui pulsent sur des périodes comprises typiquement entre 1 et 50 jours[1],[2]. Ce sont étoiles de population II : âgées, habituellement pauvres en métaux et de faible masse[1].

Types de variables intrinsèques dans le diagramme de Hertzsprung-Russell.

Comme toutes les variables céphéides, celles de type II suivent une relation entre la luminosité de l'étoile et sa période de pulsation, ce qui les rend utiles comme chandelles standard pour établir des distances quand peu d'autres données sont disponibles[3],[4].

Des céphéides de type II à plus longue période, plus lumineuses, ont été détectées au-delà du Groupe local dans les galaxies NGC 5128 et NGC 4258[5],[6],[7],[8].

Classification modifier

 
Courbe de lumière de R Scuti (AAVSO).

Historiquement, les céphéides de type II furent appelées variables de type W Virginis, mais elles sont maintenant divisées en trois sous-types selon la longueur de leur période. Les étoiles ayant des périodes entre 1 et 4 jours sont du sous-type BL Herculis et celles de périodes 10–20 jours sont du sous-type W Virginis. Les étoiles avec des périodes supérieures à 20 jours et qui alternent habituellement entre un minimum profond et un minimum peu profond, appartiennent au sous-type RV Tauri. Les variables RV Tauri sont habituellement classées selon une période conventionnelle entre deux minima profonds, donc de 40 jours ou plus[1],[2].

Les divisions entre les types ne sont pas toujours claires ou acceptées. Par exemple, la ligne de séparation entre les types BL Her et W Vir est fixée à une valeur comprise entre 4 et 10 jours, sans séparation évidente entre les deux. Les variables RV Tau ne présentent pas toujours des minima alternés clairs, tandis que certaines étoiles W Vir en ont. Néanmoins, on pense que chaque type correspond à un stade d'évolution différent, les étoiles BL Her étant des objets brûlant de l'hélium dans leur cœur et se déplaçant de la branche horizontale vers la branche asymptotique des géantes (AGB), les étoiles W Vir subissant une combustion en coquille de l'hydrogène ou de l'hélium sur la boucle bleue, et les étoiles RV Tau étant des objets post-AGB proches ou à la fin de la fusion nucléaire.

Les étoiles RV Tau montrent en particulier des irrégularités dans leurs courbes de lumière, avec des variations lentes de luminosité des maxima et des minima, des variations de période, des intervalles avec des faibles variations, et parfois une phase temporaire avec un comportement chaotique. R Scuti a l'une des courbes de lumière les plus irrégulières.

Propriétés modifier

Les propriétés physiques de toutes les variables céphéides de type II sont très mal connues. Par exemple, on s'attend à des masses voisines ou inférieures à celle du Soleil, mais seulement quelques céphéides de type II ont leurs masses connues de manière fiable[9].

Relation période-luminosité modifier

Pour une période donnée, les céphéides de type II sont plus faibles que leurs cousines céphéides classiques d'environ 1,6 magnitudes[10]. Les variables céphéides sont utilisées pour établir la distance du centre galactique, d'amas globulaires et de galaxies[5],[11],[12],[13],[14],[15],[16].

Exemples modifier

Les céphéides de type II ne sont pas aussi bien connues que leurs de cousines de type I, avec seulement un couple d'exemples visibles à l'œil nu. Dans cette liste, la période indiquée pour les variables de type RV Tauri est l'intervalle entre deux minima profonds successifs, donc deux fois la période comparable à celles des autres sous-types.

Cette Liste est dynamique en ce qu'elle évolue régulièrement et ne sera peut-être jamais complète. Vous pouvez la compléter en citant des sources fiables.
Désignation Constellation Magnitude apparente maximale (mv) Magnitude apparente minimale (mv) Variation de magnitude Période (jours) Type spectral Sous-type Commentaire
RU Camelopardalis Girafe 8,1 9,79 1,61 22 C0,1-C3,2e(K0-R0) W Vir riche en carbone[17]
Kappa Pavonis Paon 3,91 4,78 0,87 9,09423 F5-G5I-II W Vir membre le plus brillant
R Scuti Écu 4,2 8,6 4,4 146,5 G0Iae-K2p(M3)Ibe RV Tau membre très brillant
RV Tauri Taureau 9,5 13,5 4,0 78,5 G2eIa-M2Ia RV Tau prototype
RT Trianguli Australis Triangle austral 9,43 10,18 0,35 1,9461124 F8:(R)-G2I-II BL Her riche en carbone[18]
AL Virginis Vierge 9,10 9,92 0,82 10,3065 F0-F8 W Vir  
W Virginis Vierge 9,46 10,75 0,87 17,2736 F0Ib-G0Ib W Vir prototype

Références modifier

  1. ↑ a b et c (en) Wallerstein, George, « The Cepheids of Population II and Related Stars », The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 114, no 797,‎ , p. 689 (DOI 10.1086/341698, Bibcode 2002PASP..114..689W)
  2. ↑ a et b (en) Soszyński, I., Udalski, A., Szymański, M. K., Kubiak, M., Pietrzyński, G., Wyrzykowski, Ł., Szewczyk, O., Ulaczyk, K. et Poleski, R., « The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II.Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud », Acta Astronomica, vol. 58,‎ , p. 293 (Bibcode 2008AcA....58..293S, arXiv 0811.3636)
  3. ↑ (en) Udalski, A., Soszynski, I., Szymanski, M., Kubiak, M., Pietrzynski, G., Wozniak, P. et Zebrun, K., « The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud », Acta Astronomica, vol. 49,‎ , p. 223 (Bibcode 1999AcA....49..223U, arXiv astro-ph/9908317)
  4. ↑ (en) Soszynski, I., Poleski, R., Udalski, A., Szymanski, M. K., Kubiak, M., Pietrzynski, G., Wyrzykowski, L., Szewczyk, O. et Ulaczyk, K., « The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud », Acta Astronomica, vol. 58,‎ , p. 163 (Bibcode 2008AcA....58..163S, arXiv 0808.2210)
  5. ↑ a et b (en) Majaess, D., Turner, D. et Lane, D., « Type II Cepheids as Extragalactic Distance Candles », Acta Astronomica, vol. 59,‎ , p. 403 (Bibcode 2009AcA....59..403M, arXiv 0909.0181)
  6. ↑ (en) Macri, L. M., Stanek, K. Z., Bersier, D., Greenhill, L. J. et Reid, M. J., « A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant », The Astrophysical Journal, vol. 652, no 2,‎ , p. 1133 (DOI 10.1086/508530, Bibcode 2006ApJ...652.1133M, arXiv astro-ph/0608211)
  7. ↑ (en) Ferrarese, Laura, Mould, Jeremy R., Stetson, Peter B., Tonry, John L., Blakeslee, John P. et Ajhar, Edward A., « The Discovery of Cepheids and a Distance to NGC 5128 », The Astrophysical Journal, vol. 654,‎ , p. 186 (DOI 10.1086/506612, Bibcode 2007ApJ...654..186F, arXiv astro-ph/0605707)
  8. ↑ (en) Majaess, D., « The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) and Implications for H0 », Acta Astronomica, vol. 60,‎ , p. 121 (Bibcode 2010AcA....60..121M, arXiv 1006.2458)
  9. ↑ (en) Harris, Hugh C. et Welch, Douglas L., « The Binary Type II Cepheids IX CAS and TX Del », Astronomical Journal, vol. 98,‎ , p. 981 (DOI 10.1086/115190, Bibcode 1989AJ.....98..981H)
  10. ↑ (en) « Cepheid Variables », Weekly Topic, Caglow (consulté le )
  11. ↑ (en) Kubiak, M. et Udalski, A., « The Optical Gravitational Lensing Experiment. Population II Cepheids in the Galactic Bulge », Acta Astronomica, vol. 53,‎ , p. 117 (Bibcode 2003AcA....53..117K, arXiv astro-ph/0306567)
  12. ↑ (en) Matsunaga, Noriyuki, Fukushi, Hinako, Nakada, Yoshikazu, Tanabé, Toshihiko, Feast, Michael W., Menzies, John W., Ita, Yoshifusa, Nishiyama, Shogo, Baba, Daisuke, Takahiro Naoi, Hidehiko Nakaya, Takahiro Kawadu, Akika Ishihara et Daisuke Kato, « The period-luminosity relation for type II Cepheids in globular clusters », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 370, no 4,‎ , p. 1979 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.10620.x, Bibcode 2006MNRAS.370.1979M, arXiv astro-ph/0606609)
  13. ↑ (en) Feast, Michael W., Laney, Clifton D., Kinman, Thomas D., van Leeuwen, Floor et Whitelock, Patricia A., « The luminosities and distance scales of type II Cepheid and RR Lyrae variables », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 386, no 4,‎ , p. 2115 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13181.x, Bibcode 2008MNRAS.386.2115F, arXiv 0803.0466)
  14. ↑ (en) Majaess, Daniel J., Turner, David G. et Lane, David J., « Characteristics of the Galaxy according to Cepheids », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 398,‎ , p. 4206 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x, Bibcode 2009MNRAS.398..263M, arXiv 0903.4206)
  15. ↑ (en) Majaess, D. J., « RR Lyrae and Type II Cepheid Variables Adhere to a Common Distance Relation », The Journal of the American Association of Variable Star Observers, vol. 38,‎ , p. 100 (Bibcode 2010JAVSO..38..100M, arXiv 0912.2928)
  16. ↑ (en) Matsunaga, Noriyuki, Feast, Michael W. et Menzies, John W., « Period-luminosity relations for type II Cepheids and their application », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 397, no 2,‎ , p. 933 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2009.14992.x, Bibcode 2009MNRAS.397..933M, arXiv 0904.4701)
  17. ↑ (en) Kipper, Tõnu et Klochkova, Valentina G., « Optical Spectroscopy of RU Cam, a Pulsating Carbon Star », Baltic Astronomy, vol. 16,‎ , p. 383–96 (Bibcode 2007BaltA..16..383K, arXiv 0706.2969)
  18. ↑ (en) George Wallerstein, Sean Matt et Guillermo Gonzalez, « The Carbon Cepheid RT Trianguli Australis: Additional Evidence of Triple-α and CNO Cycling », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 311, no 2,‎ , p. 414–22 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2000.03064.x, Bibcode 2000MNRAS.311..414W)

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