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R Scuti

étoile variable de la constellation de l'Écu de Sobieski
R Scuti
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 18h 47m 28,94990s[1]
Déclinaison −05° 42′ 18,5426″[1]
Constellation Écu de Sobieski
Magnitude apparente 4,2–8,6[2]

Localisation dans la constellation : Écu de Sobieski

(Voir situation dans la constellation : Écu de Sobieski)
Caractéristiques
Type spectral G0Iae-K2p(M3)Ibe[3]
Indice U-B 1,53[4]
Indice B-V 1,47[4]
Variabilité RVa[2]
Astrométrie
Vitesse radiale +43,80 ± 0,6 km/s[5]
Mouvement propre μα = −44,400 mas/a[1]
μδ = −32,212 mas/a[1]
Parallaxe 2,535 1 ± 0,087 1 mas[1]
Distance 394,5 ± 13,6 pc (∼1 290 al)[6]
Magnitude absolue ~ −2 – −3[7]
Caractéristiques physiques
Masse 0,55–0,68 M☉[8]
Rayon 70-84 R☉[9],[10]
Gravité de surface (log g) 0,0[11]
Luminosité 9 400 ± 7 100 L☉[11]
Température 4 500 K[11]
Métallicité −0,4 [Fe/H][11]

Désignations

R Sct, HR 7066, HD 173819, HIP 92202, BD−05°4760, SAO 142620, AAVSO 1842-05[6]

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R Scuti (en abrégé R Sct) est une étoile de la constellation de l'Écu de Sobieski. Il s'agit d'une supergéante jaune qui est également une étoile variable pulsante de type RV Tauri. Elle a été découverte en 1795 par Edward Pigott, à une époque où seules quelques étoiles variables étaient connues en tant telles[12]. Elle est située à une distance d'environ 395 pc (∼1 290 al) du Soleil, en se basant sur la parallaxe annuelle mesurée par le satellite Gaia[1].

Observation modifier

R Sct est la plus brillante des étoiles variables de type RV Tau[13], et la base de données de l'Association américaine des observateurs d'étoiles variables (AAVSO) contient plus de 110 000 observations de l'étoile[14]. Quand elle est autour de son maximum de luminosité, elle est alors visible à l’œil nu, et quand elle est à son minimum de luminosité, elle peut être repérée avec de bonnes jumelles[14]. Dans le ciel, elle est située à environ 1° au nord-ouest de l'amas du Canard sauvage (M11)[14].

Les variables de type RV Tauri forment un sous type de céphéides de type II, moins connues que les célèbres céphéides classiques (de type I). Les étoiles de type RV Tauri ont souvent des courbes de lumière quelque peu irrégulières, à la fois en amplitude et en période, mais R Scuti est extrême. Elle possède l'une des périodes les plus longues connues de toutes les variable de type RV Tauri, et sa courbe de lumière présente un certain nombre de caractéristiques inhabituelles : minima extrêmes occasionnels, stabilisations intermittentes qui peuvent durer pendant plusieurs années avec seulement de faibles variations erratiques, et des périodes de changements chaotiques de sa luminosité[9],[15]. En-dehors de ces variations extrêmes, R Sct présente habituellement une période de 71 jours, où alternent des minima peu profonds et profonds, ces derniers se produisant donc tous les 142 jours[16].

 
Courbe de lumière de R Sct du au obtenue à partie des données de l'AAVSO. Vers le haut, l'étoile est plus lumineuse, alors que vers le bas elle est plus faible. Les jours sont exprimés en jour julien.

Propriétés modifier

Le spectre de R Scuti est particulier, surtout quand l'étoile est la plus froide, autour de ses minima. En minimum profond, la majorité de son spectre correspond à celui d'une supergéante de type K précoce, mais il montre également des bandes de TiO qui sont plus typiques d'une étoile de classe M[17].

Son type spectral reconnu, qui est noté G0Iae-K2p(M3)Ibe, donne une bonne idée de la complexité de l'étoile. Sa température et son rayon varient tous les deux, avec une luminosité maximale qui correspond à sa température maximale. Le changement du rayon de l'étoile connaît un décalage, et le rayon le plus petit se présente environ un quart de période après la luminosité minimale[3].

La classe de luminosité spectrale classifie R Sct comme une supergéante, et même comme une supergéante lumineuse (classe Ia) quand elle est près du maximum, mais on pense qu'elle est en réalité une étoile de faible masse hautement évoluée qui n'est probablement pas plus de 10 000 fois plus lumineuse que le Soleil, même quand est à son maximum de luminosité. La relation période-luminosité pour les céphéides de type II suggère une luminosité de 9 300 L☉, similaire à ce qu'on obtient avec la dérivation spectrophotométrique qui donne 9 400 L☉[7]. D'autres dérivations ont produit des valeurs bien plus basses, mais elles partent souvent d'une supposition irréaliste de la distance basée sur une valeur de parallaxe obsolète issue d'Hipparcos[7].

Si R Scuti était une étoile post-AGB, on s'attendrait à ce qu'elle montre des changements identifiables dans sa température et sa période sur toute la période durant laquelle elle a été suivie de près. Au contraire, on voit une étoile avec un taux de perte de masse relativement faible qui possède une atmosphère étendue froide et une température et une période de variation relativement constantes. Une hypothèse suggère que R Scuti est toujours une étoile AGB à impulsions thermiques (thermally pulsing), ce qui est consistant avec les niveaux de perte de masse calculés[8].

Le stade d'évolution de R Scuti est incertain et les estimations de sa masse varient grandement. Les variables de type RV Tau, considérées comme des étoiles post-AGB devraient avoir des masses qui sont près de ou inférieures à celle du Soleil, ce qui est confirmé pour un certain nombre d'étoiles de type RV Tau qui font partie d'un système binaire[18]. Des anciennes estimations, qui se basaient uniquement sur la classe de luminosité de supergéante, lui donnaient des masses bien plus importantes[19].

Notes et références modifier

  1. ↑ a b c d e et f (en) A. Vallenari et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3 : Summary of the content and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 674,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211). Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ a et b (en) N. N Samus', E.V. Kazarovets et al., « General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne)
  3. ↑ a et b (en) M. Shenton et al., « Multiwavelength observations of RV Tauri stars III. R Scuti », Astronomy & Astrophysics, vol. 287,‎ , p. 866 (Bibcode 1994A&A...287..866S)
  4. ↑ a et b (en) J. R. Ducati, « VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system », CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues, 2237, 0,‎ (Bibcode 2002yCat.2237....0D)
  5. ↑ (en) G. A. Gontcharov, « Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system », Astronomy Letters, vol. 32, no 11,‎ , p. 759 (DOI 10.1134/S1063773706110065, Bibcode 2006AstL...32..759G, arXiv 1606.08053)
  6. ↑ a et b (en) V* R Sct -- Variable Star of RV Tau type sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  7. ↑ a b et c (en) Tõnu Kipper et Valentina Klochkova, « Peculiarities and Variations in the Optical Spectrum of the RV Tauri-type Star R Sct », Baltic Astronomy, vol. 22,‎ , p. 77 G. (DOI 10.1515/astro-2017-0149, Bibcode 2013BaltA..22...77K)
  8. ↑ a et b (en) M. Matsuura et al., « The extended atmosphere and evolution of the RV Tau star, R Scuti », Astronomy & Astrophysics, vol. 387, no 3,‎ , p. 1022 (DOI 10.1051/0004-6361:20020391, Bibcode 2002A&A...387.1022M, arXiv astro-ph/0203234)
  9. ↑ a et b (en) A. Lebre et D. Gillet, « The bright RV Tauri star R Scuti during an exceptional irregular light phase », Astronomy & Astrophysics, vol. 246,‎ , p. 490 (Bibcode 1991A&A...246..490L)
  10. ↑ (en) E. de Beck et al., « Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles. II. CO line survey of evolved stars: derivation of mass-loss rate formulae », Astronomy & Astrophysics, vol. 523,‎ , A18 (DOI 10.1051/0004-6361/200913771, Bibcode 2010A&A...523A..18D, arXiv 1008.1083)
  11. ↑ a b c et d (en) S. de Ruyter et al., « Strong dust processing in circumstellar discs around 6 RV Tauri stars. Are dusty RV Tauri stars all binaries? », Astronomy & Astrophysics, vol. 435, no 1,‎ , p. 161–166 (DOI 10.1051/0004-6361:20041989, Bibcode 2005A&A...435..161D, arXiv astro-ph/0503290)
  12. ↑ (en) Edward Pigott et Henry C. Englefield, « On the Periodical Changes of Brightness of Two Fixed Stars. By Edward Pigott, Esq. Communicated by Sir Henry C. Englefield, Bart. F. R. S », Philosophical Transactions of the Royal Society of London, vol. 87,‎ , p. 133 (DOI 10.1098/rstl.1797.0007, JSTOR 106921, Bibcode 1797RSPT...87..133P, lire en ligne)
  13. ↑ (en) « GCVS Type=RV », General Catalogue of Variable Stars @ Institut astronomique Sternberg, Moscou, Russie (consulté le )
  14. ↑ a b et c (en) « R Scuti : A Favorite Among Its Class », AAVSO (consulté le )
  15. ↑ (en) D. Gillet, « On the origin of the alternating deep and shallow light minima in RV Tauri stars - R Scuti and AC Herculis », Astronomy & Astrophysics, vol. 259,‎ , p. 215 (Bibcode 1992A&A...259..215G)
  16. ↑ (en) James B. Kaler, « R Scuti », sur Stars
  17. ↑ (en) B. W. Bopp et S. B. Howell, « The Remarkable Spectrum of the RV Tauri Star R Souti at Deep Minimum », Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 14,‎ , p. 880 (JSTOR 40678238, Bibcode 1982BAAS...14Q.880B)
  18. ↑ (en) Hugh C. Harris et Douglas L. Welch, « The Binary Type II Cepheids IX CAS and TX Del », The Astronomical Journal, vol. 98,‎ , p. 981 (DOI 10.1086/115190, Bibcode 1989AJ.....98..981H)
  19. ↑ (en) Robert Burnham, Burnham's celestial handbook : an observer's guide to the Universe beyond the solar system, New York, Dover Publications, , 800 p. (ISBN 0-486-31803-6, lire en ligne)

Voir aussi modifier

Articles connexes modifier

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