Astronomie

Types variables d'étoiles

Types variables d'étoiles

J'essaie de décoder les types variables d'étoiles dans la bibliothèque Hipparcos. Je vois qu'il y a un certain nombre d'étoiles par exemple :-

EA/AR - Cela signifie-t-il que l'étoile est à la fois une étoile variable de type EA (Eclipsing Binary Star) et AR (Detached System of AR Lacertae) ? par exemple. HIP112009

Quelle est la différence entre les étoiles de type EA (Delta Orionis) et EA : (Omicron Puppis) ? Que signifie le côlon ?

Édité - Donc, sur la ligne 2575 de hip_va_1.dat, la ligne suivante a un type de variable EA/AR, que signifie la barre oblique.

112009| |F5V |P|EA/AR | | 9.016| | 9,65 | -1.7| 2.96850 | -4.1|8501.4698|4|A| |W_Gru | 2.96850|2430132.15| 9.40|10.00|P|R

Que signifie le signe (+) dans un type de variable, par ex. SR+ZA (HIP36623)

J'aime vraiment comprendre ce que signifient les +, / et :


Il me semble que vous posez surtout des questions sur les conventions de nommage des étoiles, ce qui est malheureusement une chose difficile à maîtriser car il existe de nombreuses conventions. Ce qui rend ce processus difficile, c'est que les conventions auxquelles vous semblez faire référence ne viennent pas du tout d'Hipparcos. Vous voyez probablement les noms de ces étoiles tels qu'ils sont désignés par une autre convention plus populaire. Je vais essayer de passer en revue les choses que vous avez énumérées et de décrire comment ces conventions fonctionnent.

Noms d'Hipparcos

Une étoile du catalogue Hipparcos reçoit un numéro. Ce nombre est précédé de HIP et vous citez un bon exemple de HANCHE 36623. Le nombre lui-même n'a plus ou moins de sens pour l'étoile. Certains catalogues fournissent des numéros aux étoiles en fonction de leur RA et/ou Dec, mais pour le catalogue Hipparcos, le numéro est le même que celui du catalogue d'entrée Hipparcos (toutes les étoiles HIP ont été présélectionnées pour l'observation et définies dans un catalogue d'entrée) . Les entrées d'étoiles sont, à quelques exceptions près, ordonnées par numéro HIP croissant, qui suit essentiellement l'ordre de l'ascension droite de l'objet (Equinox J2000) indépendamment de la déclinaison.

Vous pouvez trouver une assez bonne liste de conventions de variables Hipparcos sur cette page.

Convention Bayer

Vous citez également les noms de Delta Orionis et Omicron Puppis. Ces noms proviennent de la convention de nommage Bayer. Le schéma général de cette convention consiste à regrouper les étoiles selon la constellation dans laquelle elles se trouvent. Ensuite, vous les classez toutes par luminosité. Vous donnez à chaque étoile un nom qui comprend une lettre grecque puis le nom latin de la constellation dans laquelle elle existe. L'étoile la plus brillante est alpha (équivalent à A), la prochaine bêta la plus brillante (équivalent à B), puis gamma (équivalent à C) , etc. Il existe une convention sur ce qu'il faut faire une fois que vous n'avez plus de lettres grecques, mais honnêtement, je n'ai jamais vu personne utiliser la convention Bayer pour de telles étoiles. Il n'est généralement utilisé que pour les étoiles les plus brillantes d'une constellation.

D'après les exemples que vous avez donnés, Delta Orionis est la 4ème étoile la plus brillante de la constellation d'Orion (puisque delta est la quatrième lettre de l'alphabet grec). Pour Omicron Puppis, c'est la 15e étoile la plus brillante de la constellation de Puppis. Dans cette convention, vous pouvez parfois voir la lettre grecque écrite comme une lettre grecque, plutôt qu'épelée, et parfois le nom de la constellation est raccourci. Ainsi, pour vos exemples, vous pourriez les voir écrits sous la forme $mathrm{delta}$ Ori et $mathrm{omicron}$ Pup. Notez que les lettres grecques minuscules sont utilisées (en premier), pas les majuscules.

Désignations des types d'étoiles variables

Les étoiles variables sont complexes et se déclinent en de nombreuses saveurs différentes. En tant que tel, il existe toute une série de noms et de schémas différents à utiliser pour faire référence à une étoile variable. Un bon site de référence est la page International Variable Star Index. Vous pouvez vous référer ici pour répondre à la plupart de vos questions, mais je posterai les descriptions des caractères non alphabétiques.

Un caractère pipe ( $|$ ) entre deux types différents signifie un OU logique ; la classification est incertaine et tous les types possibles sont indiqués. Un exemple de ceci est ELL|DSCT, où l'étoile peut être un système binaire ellipsoïdal ou une variable pulsatoire de type DSCT avec la moitié de la période donnée.

Un caractère plus ( $+$ ) signifie un ET logique ; deux types de variabilité différents sont observés dans la même étoile ou système. Un exemple de ceci serait ELL+DSCT, où l'un des composants d'un système binaire ellipsoïdal est une variable pulsatoire de type DSCT.

Une barre oblique ( $/$ ) indique un sous-type. Dans le cas des systèmes binaires (variables d'éclipse, d'ellipsoïde ou de réflexion), il est utilisé pour aider à décrire soit les propriétés physiques du système (E/PN ou EA/RS), la classe de luminosité des composants (EA/DM), soit le degré de remplissage de leurs lobes internes de Roche (EA/SD). C'est le système de classification GCVS. Dans les variables cataclysmiques, les barres obliques sont utilisées pour indiquer certaines propriétés du système, comme le degré de polarisation (NA/DQ) ou la nature de leurs composants (UG/IBWD).

Ce site n'indique pas spécifiquement la signification du côlon, mais des recherches menées ailleurs indiquent que le côlon est utilisé pour "indiquer la nature incertaine de la classification". Il me semble que dans les désignations d'étoiles variables, et en particulier par le Catalogue général des étoiles variables, un deux-points utilisé n'importe où (pas seulement sur la désignation de type variable) implique une incertitude.


Étoile variable

Nos rédacteurs examineront ce que vous avez soumis et détermineront s'il faut réviser l'article.

Étoile variable, toute étoile dont la lumière observée varie notablement en intensité. Les changements de luminosité peuvent être périodiques, semi-réguliers ou complètement irréguliers.

Un bref traitement des étoiles variables suit. Pour un traitement complet, voir étoile : étoiles variables.

Les étoiles variables peuvent être classées en trois grands types selon l'origine et la nature de leur variabilité : (1) éclipsantes, (2) pulsantes et (3) explosives.

Dans une variable à éclipse, un membre d'un système d'étoiles doubles ou binaires bloque partiellement la lumière de son compagnon lorsqu'il passe devant ce dernier, comme observé depuis la Terre. Chaque fois que cela se produit, la luminosité de l'ensemble du système fluctue. Une telle variable d'éclipse est peut-être mieux illustrée par l'étoile binaire Algol, dont le nom signifie "démon clignotant".

Contrairement aux binaires à éclipse, les deux autres types d'étoiles variables sont intrinsèquement variables, c'est-à-dire que leur propre production d'énergie rayonnante fluctue avec le temps. Les variables de pulsation se dilatent et se contractent de manière cyclique, les faisant vibrer de manière rythmique en luminosité et en taille. Les étoiles Céphéides et RR Lyrae sont des exemples typiques de telles variables. Les variables explosives (ou éruptives) comprennent les novas, les supernovas et les étoiles similaires qui subissent des explosions soudaines d'énergie rayonnante, ce qui entraîne un éclaircissement rapide. Cette augmentation de la luminosité ne dure que pendant une courte période, suivie d'une gradation relativement lente.

Outre ces trois grandes classes, il existe également plusieurs variables diverses : les étoiles R Coronae Borealis, les étoiles T Tauri, les étoiles flare, les pulsars (étoiles à neutrons), les variables spectrales et magnétiques, les étoiles variables à rayons X et les étoiles radio variables. Des dizaines de milliers d'étoiles variables sont connues.

Cet article a été récemment révisé et mis à jour par Chelsey Parrott-Sheffer, éditeur de recherche.


Variables cataclysmiques

Les variables cataclysmiques (CV) sont des systèmes d'étoiles binaires qui ont une naine blanche et un compagnon d'étoile normal. Ils sont généralement petits et le système binaire entier est généralement de la taille du système Terre-Lune avec une période orbitale de 1 à 10 heures. La naine blanche est souvent appelée l'étoile "primaire" et l'étoile normale la "compagnon" ou l'étoile "secondaire". L'étoile compagne, une étoile « normale », comme notre Soleil, perd de la matière au profit de la naine blanche par accrétion. Comme la naine blanche est très dense, l'énergie potentielle gravitationnelle est énorme et une partie est convertie en rayons X au cours du processus d'accrétion. Il existe probablement plus d'un million de ces variables cataclysmiques dans la galaxie, mais seules celles proches de notre Soleil (plusieurs centaines) ont été étudiées en rayons X jusqu'à présent. C'est parce que les CV sont assez faibles dans les rayons X, ils sont juste au-dessus des sources de rayons X coronales et bien en dessous des binaires de rayons X en termes de puissance de leurs émissions de rayons X.

Un diagramme d'une variable cataclysmique, montrant l'étoile normale,
le disque d'accrétion et la naine blanche. Le point chaud est
où la matière de l'étoile normale rencontre le disque d'accrétion.

Novae classique et novae naine


Courbe de lumière de 500 jours de la nova naine SS Aur.

Les explosions de novae naines résultent d'augmentations temporaires du taux d'accrétion sur la naine blanche, causées par le matériau supplémentaire accrété à la surface. Ce matériau doit traverser une région de transition violente appelée « couche limite », qui se situe juste au-dessus de la surface de la naine blanche. Les explosions de novae naines sont plus petites en amplitude et plus hautes en fréquence que les novae classiques. L'étoile variable U Geminorum, ou "U Gem", est le prototype de la novae naine. La luminosité dans la lumière visible de U Gem augmente au centuple tous les 120 jours environ, et revient au niveau d'origine après une semaine ou deux.

Les astronomes optiques ont également reconnu les "novae récurrentes", qui sont des comportements éruptifs qui se situent entre les définitions des novae classique et naine, et les "systèmes de type nova", qui sont des étoiles qui ont des spectres similaires à d'autres types de CV dans la lumière visuelle, mais n'ont pas été vus en éruption.

Émission de rayons X des CV

Un schéma du compagnon
et disque d'accrétion d'un CV magnétique.

Cependant, la plupart des CV émettant fortement des rayons X s'avèrent avoir un primaire naine blanche magnétique (certains sont connus pour avoir un champ magnétique plus de cent millions de fois plus fort que celui de la Terre). Étant donné que le matériau d'accrétion est ionisé, ce champ magnétique peut contrôler le flux. La géométrie de l'accrétion est très différente dans ces CV magnétiques. Les disques d'accrétion sont tronqués ou absents, donc "colonne" et "rideau" sont deux mots utilisés pour décrire la géométrie près de la surface. Dans ces cas, l'accrétion est plus proche de la verticale, le long des lignes de champ magnétique, ce qui se traduit par un choc plus fort et une émission de rayons X plus forte que lorsque l'accrétion se fait via un disque. Les CV magnétiques ont été découverts principalement grâce à leur émission de rayons X au cours des 30 dernières années.

Dans certains cas, la fusion nucléaire, plutôt que l'accrétion, peut devenir la source d'énergie dominante dans un CV. Le cas de l'explosion de nova classique a été mentionné ci-dessus. De plus, les astronomes en rayons X ont découvert une classe d'objets appelés "sources super douces" (ou SSS) : le nom dérivé du spectre de rayons X de ces systèmes, qui est dominé par les rayons X doux (de plus faible énergie) photons de rayons, généralement inférieurs à 0,5 keV. Des études détaillées des spectres de ces SSS ont révélé qu'ils ont la caractéristique des rayons X du chaud (T

200 000 - 800 000 K), haute gravité (g

1 000 000 m/s/s) surface d'une étoile. Une gravité aussi élevée implique une naine blanche plus massive que notre Soleil, ce qui a ses propres implications.

Supernovae naine blanche

Bien qu'une partie de la matière soit éjectée pendant une nova, une partie peut également être retenue, de sorte que le cycle d'accrétion/nova peut toujours permettre à la masse du nain d'augmenter. Ce gain de masse pourrait éventuellement faire en sorte que le nain atteigne la limite de Chandrasekhar de 1,4 masse solaire. À mesure qu'elle approche de cette limite, la pression augmente et la température interne augmente suffisamment pour que la fusion du carbone commence. La majorité des naines blanches sont composées principalement de carbone, et lorsque cette fusion se produit, tout le carbone subit une fusion instantanément. Le résultat est une supernova naine blanche.


Variables : que sont-elles et pourquoi les observer ?

Les étoiles variables sont des étoiles qui changent de luminosité. Les changements de luminosité de ces étoiles peuvent aller d'un millième de magnitude jusqu'à vingt magnitudes sur des périodes d'une fraction de seconde à des années, selon le type d'étoile variable. Plus de 150 000 étoiles variables sont connues et cataloguées, et plusieurs milliers d'autres sont suspectées d'être variables.

Il y a un certain nombre de raisons pour lesquelles les étoiles variables changent leur luminosité. Les variables pulsées, par exemple, gonflent et rétrécissent en raison des forces internes. Un binaire à éclipse s'assombrira lorsqu'il sera éclipsé par un compagnon faible, puis s'éclaircira lorsque l'étoile occultante s'écartera du chemin. Certaines étoiles variables sont en fait des paires d'étoiles extrêmement proches, échangeant de la masse lorsqu'une étoile sépare l'atmosphère de l'autre.

Les différentes causes de variation de la lumière dans les étoiles variables fournissent l'impulsion pour classer les étoiles en différentes catégories. Les étoiles variables sont classées soit comme intrinsèques, dans lesquelles la variabilité est causée par des changements physiques tels que la pulsation ou l'éruption dans l'étoile ou le système stellaire, soit comme extrinsèques, dans lesquelles la variabilité est causée par l'éclipse d'une étoile par une autre, le transit d'une planète extrasolaire, ou par les effets de la rotation stellaire.

Pourquoi observer des étoiles variables ?

La science de l'astronomie des étoiles variables nous renseigne sur une partie importante de l'univers : les étoiles. Les étoiles sont les principaux moteurs de l'évolution cosmique, en particulier dans la création d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium qui composent nous et le monde dans lequel nous vivons. De plus, les étoiles et leurs systèmes de planètes sont les seuls endroits probables où nous trouverons la vie dans l'univers en étudiant les étoiles (y compris notre propre Soleil), nous apprenons également les demeures possibles pour la vie. La recherche sur étoiles variables est important car il fournit des informations sur les propriétés stellaires, telles que la masse, le rayon, la luminosité, la température, la structure interne et externe, la composition et l'évolution. Certaines de ces informations seraient difficiles ou impossibles à obtenir d'une autre manière. Dans de nombreux cas, c'est la nature de la variabilité qui fournit les indices des réponses. Cette information peut ensuite être utilisée pour comprendre d'autres étoiles.

Les étoiles variables doivent être systématiquement observées sur des décennies afin de déterminer leur comportement à long terme. Les astronomes professionnels n'ont ni le temps disponible ni l'accès illimité au télescope nécessaires pour recueillir des données sur les changements de luminosité de milliers d'étoiles variables. Ainsi, ce sont les astronomes amateurs utilisant des techniques visuelles, photographiques, photoélectriques et CCD qui apportent une contribution réelle et très utile à la science en observant des étoiles variables et en soumettant leurs observations à la base de données internationale AAVSO. Ces données importantes sont nécessaires pour analyser le comportement des étoiles variables, programmer les observations satellitaires de certaines étoiles, corréler les données des observations satellitaires et au sol et rendre possibles des modèles théoriques informatisés d'étoiles variables.

Les étoiles variables jouent un rôle crucial dans notre compréhension de l'univers. Les variables céphéides ont joué un rôle majeur dans la détermination des distances aux galaxies lointaines et dans la détermination de l'âge de l'Univers. Les variables Mira nous donnent un aperçu de l'évolution future de notre propre étoile, le Soleil. Les disques d'accrétion dans les variables cataclysmiques nous aident à comprendre le comportement des disques à plus grande échelle, comme l'activité à l'intérieur des galaxies actives avec des trous noirs supermassifs. Les supernovae nous ont conduits à la prise de conscience surprenante que l'expansion de l'Univers s'accélère. Même la recherche de la vie extraterrestre est éclairée par des étoiles variables. Les planètes extrasolaires en transit fournissent des indices sur les processus de formation planétaire, et la substance même de la vie telle que nous la connaissons provient du cœur des étoiles qui explosent dans les dernières étapes de leur évolution.


Types de variables Étoiles

J'ai trouvé cet article intitulé “Types d'étoiles diverses : Cepheid, Pulsating, and Cataclysmic”. Une étoile variable est assez simple, c'est une étoile qui change de luminosité. Une étoile est considérée comme variable si sa magnitude apparente ou sa luminosité est modifiée de quelque manière que ce soit de notre point de vue sur Terre. Ces changements peuvent se produire sur des années ou sur quelques fractions de seconde, et peuvent aller d'un millième de magnitude à vingt magnitudes. La première étoile variable identifiée moderne était Omicron Ceti, rebaptisée plus tard Mira. Il a été décrit comme une nova en 1596 par David Fabricius. Il y a plusieurs raisons à la variabilité. Ceux-ci incluent des changements dans la luminosité ou la masse des étoiles, et observés dans la quantité de lumière qui atteint la Terre. Les variables pulsantes gonflent et rétrécissent. l'éclipse devient plus faible lorsqu'une étoile compagnon se déplace devant, puis s'éclaircit lorsque l'étoile occultante s'éloigne. Certaines étoiles variables identifiées ont en fait deux étoiles très proches qui échangent de la masse lorsque l'une prend l'atmosphère de l'autre. Cepheid Variable était une étoile très lumineuse, 500 à 300 000 fois plus grande que le soleil, avec de courtes périodes de changement allant de un à cent jours. Ce sont des variables pulsées qui se dilatent et se rétrécissent considérablement dans un court laps de temps, suivant un modèle spécifique. Les astronomes peuvent mesurer la distance d'une céphéide en mesurant la variabilité de sa luminosité, ce qui les rend très précieuses pour la science.

Le huitième objectif conceptuel est de pouvoir expliquer comment les astronomes déterminent la luminosité, la température, la taille et la masse. Voyons d'abord comment la température est mesurée. En astronomie, la tempura n'est pas mesurée en degrés Celsius ou Fahrenheit, mais elle est mesurée en Kelvin. Et avec ce système de mesure, nous pouvons mesurer la couleur de la plus chaude à la plus froide, ainsi que de courte à longue. La longueur d'onde la plus courte aura une couleur bleuâtre, tandis qu'une longueur d'onde rouge aura une apparence plus longue. Nous en avons appris plus à ce sujet dans nos livres de didacticiels, spécifiquement aux pages 59 et 62. Il a commencé par utiliser des graphiques de lecture. Ces graphiques auraient un axe différent montrant l'utilisation de la production d'énergie. La production d'énergie est identifiée à la couleur de l'étoile. La section suivante que nous avons faite dans nos livres de didacticiels portait sur les courbes du corps noir. Ce qui nous a montré sur un graphique comment lire quelle étoile émettait le plus de lumière rouge ou bleue. Il a également montré l'utilisation de la longueur d'onde. En plus de la façon dont ils peuvent tous les deux culminer en même temps, mais peuvent avoir deux températures et longueurs d'onde différentes.

L'article que j'ai trouvé colorants à l'objectif conceptuel, par les mesures. L'article explique comment différentes étoiles ont une luminosité et une masse différentes. Nous avons appris cela en classe et comment l'astronomie mesure une chose et l'affiche sur un graphique. De plus, il n'y a que quelques façons de mesurer la luminosité et c'est par les températures et avec la couleur de l'étoile. Cet article avait beaucoup de sens en apprenant ces choses en classe et aussi dans le didacticiel.


Qu'est-ce qu'un bon télescope pour les étoiles variables ?

Les mesures visuelles des variables peuvent être faites avec des jumelles, tout dépend du type de variables que vous souhaitez observer visuellement. L'imagerie des variables peut être réalisée avec un reflex numérique et un trépied. Encore une fois, tout dépend du type de variable que vous voulez étudier. Pour vous lancer dans l'imagerie, consultez

Pour entrer dans le visuel, téléchargez le manuel visuel de l'AAVSO.

Si vous regardez l'imagerie et la mesure CCD, vous êtes dans un autre cercle d'observation. Par exemple, je fais mon travail variable avec un Meade 8" Schmidt-Newtonian sur un Losmandy G-11 avec un SBIG 402ME équipé d'une roue à filtre BVI. Investissement total supérieur à 3K car j'ai acheté tout d'occasion. Au minimum, vous avez besoin d'une caméra mono-CCD, d'un filtre en V et d'un support décent. Avec ce type de plate-forme, presque tous les oscilloscopes recueilleront des données utiles, y compris les téléobjectifs.

#3 vsteblina

La réponse sarcastique standard est celle que vous utiliserez. Il y a suffisamment de variables pour correspondre à toutes les étendues et conditions d'observation.

CEPENDANT, ma recommandation en est une avec de bons cercles de réglage numérique. J'ai trouvé plus intéressant de faire des observations que d'étoiles espérant au champ variable. Peu importe qu'il s'agisse de pousser vers ou d'aller vers.

Ma lunette de visée préférée est une 12,5 f5 avec des cercles de réglage numériques. Je peux voir sans échelle et la portée est suffisamment grande pour montrer les variables les plus intéressantes sous un ciel modérément pollué.

#4 MG1962

#5 Ed Wiley

Je suis d'accord que le push-to ou go-to est un avantage majeur, à la fois dans les environnements urbains (trouver quelque chose) et les cieux sombres (plus de cibles/temps). Je suis également d'accord avec d'autres que n'importe quel champ d'application que vous achetez sera bon pour les estimations visuelles. Et vous n'avez pas besoin de suivi lorsque vous effectuez des mesures visuelles. BTW, de nombreuses variables sont trop lumineuses au maximum pour les CCD, ce qui est l'une des raisons pour lesquelles les observations visuelles sont essentielles et précieuses.

#6 brianb11213

à peu près n'importe quelle lunette que vous achetez sera bonne pour les estimations visuelles.

D'accord mais méfiez-vous des problèmes de vignettage avec les diagonales "optimales" dans de nombreux newtoniens (vous avez besoin d'un miroir secondaire plus grand que la norme pour obtenir un éclairage complet sur un champ utile) et, pour le travail visuel, tout ce qui a un rapport focal plus rapide qu'environ f/6 car des performances hors axe des meilleurs oculaires, ce qui rend les comparaisons difficiles. (Pas impossible, mais pourquoi rendre la vie plus difficile qu'elle ne devrait l'être ?)

Si vous êtes intéressé par l'observation visuelle de variables faibles (novae naine, objets BL LAc, etc.), vous avez besoin ouverture & de manière réaliste, la meilleure portée pour vous sera la plus grande que vous puissiez gérer, à moins que vous n'ayez l'argent pour construire un bon observatoire. J'ai trouvé que le CPC 1100 était un bon choix pour moi quand j'ai eu le mien il y a trois ou quatre ans, mais des problèmes de santé récents font qu'il ne sort pas aussi souvent que je le voudrais. Un newtonien de 12" à 14" sur un support de suivi informatisé, ou au moins avec des cercles de réglage numériques, serait aussi bien à condition que vous puissiez correctement envelopper le haut du tube (la lumière fuyant vers l'extrémité "tube" du tube de mise au point peut détruire la prise de lumière efficace à moins que vous n'ayez un site d'observation sans lune et noir de jais).

Les réfracteurs triplet apo ou doublet ED de bonne qualité avec des rapports focaux autour de f/7 sont idéaux à bien des égards, mais, à moins que vos poches ne soient vraiment très profondes, l'ouverture relativement petite entraînera une prise de lumière sérieusement limitée.

Pour le travail CCD, il y a beaucoup de travail utile qui doit être fait sur les variables les plus lumineuses - souvent inadaptées au travail visuel en raison de la petite portée - cela n'a probablement pas besoin de beaucoup plus qu'un objectif "standard" J'ai trouvé que j'avais besoin d'un filtre à densité neutre pour obtenir de bonnes mesures d'epsilon Aurigae avec un objectif de focale de 50 mm (fonctionnant à f/2) sur un reflex numérique, avec des expositions suffisamment courtes pour qu'un entraînement motorisé ne soit pas nécessaire. (5 secondes)

#7 nytécam

Qu'est-ce qui ferait un télescope incroyable pour l'observation des étoiles variables ? Aussi, un pour l'astrophotographie des étoiles variables, et un pour les deux ? Je suis plus intéressé par la visualisation/l'imagerie des étoiles variables/novae/comètes/astéroïdes qu'autre chose. Merci. J'ai oublié de mentionner que j'ai un budget de disons le prix d'un SCT 11"

#8 BrooksObs

Je ne peux pas dire exactement combien d'affiches ci-dessus sont de sérieux observateurs d'étoiles variables sur une base systématique. Cependant, je suis et suis depuis environ cinq décennies avec l'AAVSO. Alors permettez-moi de vous offrir mes réflexions basées sur une expérience réelle et une observation personnelle pour répondre à votre question.

Visuel et imagerie VSO sont deux domaines distinctement différents. Bien qu'ils puissent partager quelques points communs en général, ils ont tendance à s'appuyer sur des types assez différents d'"observateurs". Il y a ceux qui aiment vraiment voir le ciel et puis il y en a d'autres qui penchent davantage vers une sorte de technicien.

D'un point de vue visuel, mon conseil concernant une portée appropriée serait d'obtenir un instrument à ouverture modeste, très facile à installer, fluide et pratique à utiliser (en particulier, pas d'escabeau).

Au fil des années, ayant utilisé des instruments allant des grandes jumelles à un réflecteur de 20", j'ai découvert que les oscilloscopes VSO les plus efficaces ont tendance à être des Dobs de 10"-14". Si vous connaissez bien le ciel (comme TOUS les amateurs le faisaient avant le l'avènement de GoTo), on peut se déplacer dans le ciel rapidement et facilement tout en couvrant très précisément jusqu'à 45 à 50 variables par heure. Et un grand nombre des variables les plus intéressantes visuellement se trouvent également dans la plage de telles ouvertures.

Les portées plus petites limitent la sélection d'étoiles qui sont vraiment intéressantes et qui valent la peine d'être suivies. D'un autre côté, la plupart des instruments vraiment gros sont généralement trop volumineux et lents à fonctionner pour offrir des avantages. De plus, et si possible, que ce soit dans le cas d'un travail visuel ou CCD, un emplacement permanent avec même un simple logement/abri pour l'instrument à proximité relativement proche de votre résidence est un énorme avantage dans l'utilisation de l'instrument.

L'imagerie CCD a une courbe d'apprentissage longue et raide pour vraiment maîtriser et une opération entièrement équipée et fiable fournissant des résultats précieux et publiables atteindra quelque chose au moins égal au coût d'achat d'un Celestron haut de gamme 14 "-16", peut-être plus . Une bonne formation en électronique ne vous fait pas de mal ici non plus.

En conclusion, réfléchissez bien à la direction dans laquelle vous voulez aller, ou du moins commencez. Si elle est bien menée, l'une ou l'autre approche est très gratifiante et précieuse, mais une approche sans conviction n'entraînera probablement rien de plus que de la déception. et frustration.

#9 brianb11213

Au fil des années, ayant utilisé des instruments allant des grandes jumelles à un réflecteur de 20 ", j'ai découvert que les oscilloscopes VSO les plus efficaces ont tendance à être des Dobs de 10" à 14". Si vous connaissez bien le ciel (comme TOUS les amateurs le faisaient avant l'avènement de GoTo), on peut se déplacer rapidement et facilement dans le ciel tout en couvrant très précisément jusqu'à 45-50 variables par heure.

Je ne suis pas en désaccord avec le sentiment ici, mais je soulignerais respectueusement qu'un lecteur de suivi étend efficacement la prise de lumière efficace de n'importe quel champ d'application, en partie en permettant à un grossissement plus élevé de diffuser la lumière du ciel diffuse et en partie en le rendant plus facile à utiliser vision détournée pour observer des étoiles très faibles qui ne sont visibles que par intermittence. Cet effet est probablement de l'ordre de l'ordre de grandeur, équivalent à au moins une augmentation de 50 % de l'ouverture. Peut-être même plus que cela au crépuscule / au clair de lune ou avec le genre de pollution lumineuse semi-urbaine que beaucoup d'entre nous sont obligés de supporter de nos jours.

La plupart des Dobs commerciaux dans la gamme 10" - 14" ont une protection inadéquate contre les fuites de lumière dans l'extrémité ouverte du porte-oculaire et un rapport focal qui est à mon humble avis inconfortablement rapide. Et les concepteurs font souvent une "vertu" de restreindre la taille du miroir diagonal. L'obstruction centrale n'est pas pertinente pour le travail en VS, mais un éclairage inégal du champ peut très certainement l'être.

#10 Procyon

Les mesures visuelles des variables peuvent être faites avec des jumelles, tout dépend du type de variables que vous souhaitez observer visuellement. L'imagerie des variables peut être réalisée avec un reflex numérique et un trépied. Encore une fois, tout dépend du type de variable que vous voulez étudier. Pour vous lancer dans l'imagerie, consultez

Pour entrer dans le visuel, téléchargez le manuel visuel de l'AAVSO.

Si vous regardez l'imagerie et la mesure CCD, vous êtes dans un autre cercle d'observation. Par exemple, je fais mon travail variable avec un Meade 8" Schmidt-Newtonian sur un Losmandy G-11 avec un SBIG 402ME équipé d'une roue à filtre BVI. Investissement total supérieur à 3K car j'ai acheté tout d'occasion. Au minimum, vous avez besoin d'une caméra mono-CCD, d'un filtre en V et d'un support décent. Avec ce type de plate-forme, presque tous les oscilloscopes recueilleront des données utiles, y compris les téléobjectifs.

#11 Procyon

Je suis d'accord que le push-to ou go-to est un avantage majeur, à la fois dans les environnements urbains (trouver quelque chose) et les cieux sombres (plus de cibles/temps). Je suis également d'accord avec d'autres que n'importe quel champ d'application que vous achetez sera bon pour les estimations visuelles. Et vous n'avez pas besoin de suivi lorsque vous effectuez des mesures visuelles. BTW, de nombreuses variables sont trop lumineuses au maximum pour les CCD, ce qui est l'une des raisons pour lesquelles les observations visuelles sont essentielles et précieuses.

Même si j'aimais chasser des objets avec mon premier dob ordinaire de 10", je préférerais vraiment utiliser un tracker de prédilection cette fois-ci. Je veux passer presque tout mon temps à observer plutôt qu'à chasser. Les bonnes à bonnes nuits sont très limité dans ces régions et je garderai une chasse spécifique pour d'autres moments, peut-être pour de nouvelles comètes et astéroïdes, ou même des novae/supernovae le moment venu.

J'adore utiliser Stellarium en mode nuit et chasser/chasser des objets spécifiques. Je me souviens avoir trouvé Uranus puis Neptune lors de mes premières sorties, c'était très enrichissant.

#12 Procyon

Si vous êtes intéressé par l'observation visuelle de variables faibles (novae naine, objets BL LAc, etc.), vous avez besoin ouverture & de manière réaliste, la meilleure portée pour vous sera la plus grande que vous puissiez gérer, à moins que vous n'ayez l'argent pour construire un bon observatoire. J'ai trouvé que le CPC 1100 était un bon choix pour moi quand j'ai eu le mien il y a trois ou quatre ans, mais des problèmes de santé récents font qu'il ne sort pas aussi souvent que je le voudrais. Un newtonien de 12" à 14" sur un support de suivi informatisé, ou au moins avec des cercles de réglage numériques, serait aussi bien à condition que vous puissiez correctement envelopper le haut du tube (la lumière fuyant vers l'extrémité "tube" du tube de mise au point peut détruire la prise de lumière efficace à moins que vous n'ayez un site d'observation sans lune et noir de jais).

Cette configuration devra attendre pour le moment. Peut-être quand je serai plus âgé et plus impliqué professionnellement. Mon budget réclame quelque chose dans la classe d'un Nextar 8SE avec support d'origine.

Les réfracteurs triplet apo ou doublet ED de bonne qualité avec des rapports focaux autour de f/7 sont idéaux à bien des égards, mais, à moins que vos poches ne soient vraiment très profondes, l'ouverture relativement petite entraînera une prise de lumière sérieusement limitée.

Suis-je mieux avec un SCT 8" maintenant ?

Pour le travail CCD, il y a beaucoup de travail utile qui doit être fait sur les variables les plus lumineuses - souvent inadaptées au travail visuel en raison de la petite portée - cela n'a probablement pas besoin de beaucoup plus qu'un objectif "standard" J'ai trouvé que j'avais besoin d'un filtre à densité neutre pour obtenir de bonnes mesures d'epsilon Aurigae avec un objectif de focale de 50 mm (fonctionnant à f/2) sur un reflex numérique, avec des expositions suffisamment courtes pour qu'un entraînement motorisé ne soit pas nécessaire. (5 secondes)

Très intéressant merci ! Je voudrais me spécialiser dans la prise de photos de variables et autres si possible. J'ai essayé la méthode afocale avec divers oculaires/adaptateurs/caméra et c'était amusant. Je déteste le fait que cela puisse consommer du temps de l'expérience visuelle.

Ce sont des photos non traitées de 2010 de Betelguese et Rigel que j'avais prises, j'espère que je m'améliorerai un jour.


#13 MG1962

Eh bien, j'utilise un Nextar SE8 pour mes observations, donc bien sûr, je suis d'accord pour dire que c'est une bonne lunette. Je me spécialise dans les variables de longue période, et avec mon rig je ferai 20 à 30 estimations par heure.

Ce que j'ai fait, c'est connecter mon oscilloscope à mon ordinateur portable et, à l'aide d'un programme commercial, précharger toute ma liste d'étoiles. Donc je reste assis là, je clique sur le bouton, je fais l'estimation, je clique à nouveau sur le bouton et ainsi de suite

#14 BrooksObs

Eh bien, j'utilise un Nextar SE8 pour mes observations, donc bien sûr, je suis d'accord pour dire que c'est une bonne lunette. Je me spécialise dans les variables de longue période, et avec mon rig je ferai 20 à 30 estimations par heure.

Ce que j'ai fait, c'est connecter mon oscilloscope à mon ordinateur portable et, à l'aide d'un programme commercial, précharger toute ma liste d'étoiles. Donc je reste assis là, je clique sur le bouton, je fais l'estimation, je clique à nouveau sur le bouton et ainsi de suite

Bien que je sois moi-même « à l'ancienne », je peux encore pleinement apprécier certains des avantages que GoTo et les systèmes assistés par ordinateur offrent aux observateurs d'aujourd'hui. Néanmoins, il y a un énorme avantage à pouvoir réellement se repérer dans le ciel sans assistance mécanique.

Pour les amateurs d'étoiles variables qui ne sont pas aussi intimement familiers avec le ciel lui-même, tout dysfonctionnement, panne de courant ou problème dans le système, même l'impossibilité d'utiliser un instrument autre que GoTo pour obtenir un aperçu rapide de certaines étoiles, peut potentiellement laissez-les impuissants à localiser le champ d'une variable par une soirée magnifiquement claire. C'est une situation que j'ai vue se dérouler plus souvent que beaucoup ici ne pourraient l'imaginer. La morale étant ici, ne négligez pas la possibilité que souvent l'approche la plus basique, ou simpliste, de son équipement offre le plus grand avantage.

#15 Procyon

Eh bien, j'utilise un Nextar SE8 pour mes observations, donc bien sûr, je suis d'accord pour dire que c'est une bonne lunette. Je me spécialise dans les variables de longue période, et avec mon rig je ferai 20 à 30 estimations par heure.

Ce que j'ai fait, c'est connecter mon oscilloscope à mon ordinateur portable et, à l'aide d'un programme commercial, précharger toute ma liste d'étoiles. Donc je reste assis là, je clique sur le bouton, je fais l'estimation, je clique à nouveau sur le bouton et ainsi de suite

Salut! Je suis totalement confus quant à savoir s'il faut acheter un Nexstar SE avec sa configuration de montage habituelle pour 1200 $, ou économiser pour un C9.25 pour environ 1500++ avec un montage qui regarde probablement 2000 $.

Ou un tube optique C8 sct de modèle récent avec focalisation Featherlite pour 650$ ? + une monture ?$?

Puis-je profiter de mes nuits avec l'un ou l'autre des scopes ? Y a-t-il suffisamment de variables et d'autres objets pour être vus avec le 8 ", ou vais-je regretter de ne pas avoir acheté le 9.25 comme une installation facile à saisir et à installer de mon 2e étage à mon arrière-cour et un site sombre ou un voyage de camping occasionnel?

Je voulais acheter un 8 ou 9.25 pour me tenir un certain temps avant de pouvoir installer un observatoire avec un 14-18"

Le 8 est-il plus que suffisant ? Pour le visuel et l'imagerie ? Dans quelle mesure les variables peuvent-elles être vues plus clairement à travers un 9,25 sur 8" ?

Je prévois également d'acheter immédiatement une monture et un oculaire Hyperion 8-24 mm par la suite.

#16 groz

Je vais reprendre et faire écho à quelques-unes des réflexions précédentes. Tout d'abord, il y a un MONDE de différence entre chasser les variables visuellement et le faire photographiquement. Les deux nécessitent des types de kits complètement différents.

Lorsque nous avons commencé, notre objectif était un type de variable très spécifique, le transit d'une exoplanète. J'ai fait mes premières observations de transit avec un SCT de 8 pouces, en utilisant une caméra SXV-H9. J'ai obtenu ce que je pensais être de TRÈS bons résultats compte tenu de la quantité / qualité de l'équipement. Au fil du temps, j'ai également appris ce qui est important et ce qui n'est pas important pour le type d'observation que nous voulions faire au fil du temps, et j'ai commencé ma chasse à ce qui deviendra le « télescope de la retraite ». Je l'ai récemment trouvé et j'ai acheté un FRC-300 sur le marché de l'occasion, un télescope Ritchie Cretien corrigé par takahashi de 12 pouces. Les choses qui m'ont fait rentrer chez moi sur celui-ci, lorsque j'ai regardé les spécifications pour la première fois.

- Distance focale de plus de 2300 mm, permet une résolution décente et une bonne profondeur lorsqu'il est associé à un CCD utilisant des pixels de taille appropriée.
- Cercle d'imagerie plat de 90 mm de large, permet un champ potentiel énorme lors de la recherche d'étoiles de comparaison de couleur appropriée, etc.
- Construction Tak = construit comme un tank
- C'était le plus grand télescope que j'ai pu acheter, mais je l'ai quand même installé dans notre camping-car pour voyager, avant de construire un observatoire permanent.
- Un est disponible, qui correspond à mon budget avec seulement un petit étirement.

Le dernier élément est en fait très important, le budget devient toujours un facteur primordial lors du choix des choses, et ce n'est pas seulement le télescope qui détermine le budget, n'oubliez pas toutes les choses auxiliaires comme la caméra, la roue à filtres et les filtres. Particulièrement lorsque vous vous lancez dans des choses plus volumineuses, les filtres et les roues s'additionnent très rapidement et deviennent une dépense importante.

Quand j'ai eu le télescope, il était livré avec une caméra sbig st10mxe, donc à court terme, ce sera probablement la caméra que nous utiliserons. À plus long terme, je prévois de remplacer la caméra et d'obtenir quelque chose qui tirera pleinement parti du très grand cercle d'imagerie disponible à partir de ce télescope.

Pour le type de travail variable que nous prévoyons de faire au cours des prochaines années, ce télescope s'avère être notre compromis idéal, mais c'est un instrument spécialisé, et probablement la mauvaise chose pour la plupart des gens. Après avoir ajouté un appareil photo grand format, nous pourrons faire de la photométrie de précision sur un champ de plus de 50 minutes d'arc carré (en supposant un u16m ou équivalent), ce qui est un champ énorme par rapport à ce que nous avions avec le sxv dans le c8, 24x18 minutes d'arc.

Nous avons effectué de nombreuses mesures de transit d'exoplanètes avec le C8, généralement effectuées à l'aide du réducteur 0,63 avec la caméra H9. Je peux dire avec certitude que cette configuration est tout à fait capable des mesures de type millimag requises pour cette application. Les étoiles Mag 14 avec un creux de magnitude 0,02 ont bien fonctionné pour nous, mais obtenir un creux plus petit sur une étoile mag 15 (candidats Keppler) s'est avéré être un exercice de frustration. Les changements de mag de 0,005 sur une étoile mag 15+ se perdent dans la composante de bruit des mesures lors de l'utilisation de notre équipement d'origine.

Donc, là où je veux en venir, c'est assez simple et direct. Lorsque vous choisissez votre télescope idéal, vous devez d'abord déterminer le type de variables que vous souhaitez mesurer. Si vous avez l'intention de surveiller des trucs dans la gamme mag 8 à 12 avec une précision de 0,1 mag, c'est un ensemble d'équipement complètement différent que si vous voulez faire une précision de 0,01 mag dans la gamme mag 15+. Lorsque nous avons effectué la mise à niveau, notre objectif était d'augmenter la capacité sur un certain nombre de fronts, ce qui a entraîné un ensemble d'exigences très spécifiques. Obtenir un grand champ, avec une longue focale, est une combinaison difficile à combiner, et très peu de télescopes amateurs peuvent offrir essentiellement les deux, sans entrer dans des fourchettes de prix de « deuxième hypothèque ». Nous en avons trouvé un qui, selon nous, conviendra, mais, ne le saurons pas définitivement avant un certain temps encore, il faudra encore un mois ou deux avant qu'il ne voit la première lumière avec des caméras attachées.


Malgré l'apparente constance des étoiles dans le ciel nocturne, de nombreuses étoiles sont connues pour varier dans leur luminosité ou leurs caractéristiques spectrales, avec plus de 30 000 étoiles variables ayant maintenant été cataloguées. Généralement, le type de variabilité est classé comme intrinsèque ou alors extrinsèque, en fonction de la cause des fluctuations.

La variabilité intrinsèque est due à des changements physiques tels que des éruptions ou des pulsations dans l'étoile elle-même, tandis que la variabilité extrinsèque peut être observée à cause des éclipses ou de la rotation de l'étoile.

Les différents types de variables intrinsèques incluent :

  • Variables pulsées - étoiles qui se dilatent et se contractent périodiquement, telles que les céphéides, les étoiles RR Lyrae, les étoiles RV Tauri et les variables à longue période.
  • Variables éruptives - qui ont des éruptions ou des éjections de masse de leur surface.
  • Variables cataclysmiques ou explosives - des changements spectaculaires de luminosité sont causés par de violents événements thermonucléaires ou des explosions catastrophiques entraînant des novae ou des supernovae.

Il existe deux principaux sous-groupes de variables extrinsèques :

  • Fichiers binaires à éclipse - où la luminosité d'un système stellaire binaire change parce qu'un compagnon en orbite passe devant l'autre.
  • Étoiles en rotation - les zones sombres ou lumineuses de la surface stellaire peuvent provoquer de petits changements de luminosité apparente lorsque l'étoile tourne.

Parce que les Céphéides ont une relation période-luminosité bien définie, elles ont été inestimables en tant que bougies standards dans les déterminations de distance.

Les changements de magnitude des étoiles variables couvrent une vaste gamme - d'un millième de magnitude en amplitude à plus de vingt magnitudes pour certaines supernovae. Les périodes de différents types de variables vont d'une fraction de seconde à plusieurs années.

Un tracé de la luminosité mesurée (ou de la magnitude apparente) au fil du temps est appelé un courbe de lumière et peut donner des indices sur la cause de la variabilité d'une étoile. L'analyse de la période, de la régularité, de l'amplitude et de la forme des courbes de lumière est un outil essentiel dans l'étude de la variabilité et des processus à l'intérieur des étoiles.


Étoiles variables céphéides et mesure des distances dans l'espace

Les astronomes utilisent des étoiles pulsantes pour déterminer à quelle distance se trouvent les autres galaxies de la Voie lactée.

Les étoiles variables céphéides sont, telles que définies par The Facts on File Dictionary of Astronomy, des supergéantes jaunes très lumineuses qui pulsent avec des périodes allant de 1 à 50 jours. Les variations de luminosité de ces étoiles sont continues et extrêmement régulières, permettant de mesurer avec précision les périodes des étoiles.

Utiliser des étoiles comme bougies standard
L'astronome Henrietta Leavitt a découvert qu'il existait une relation entre la période de pulsation d'une étoile céphéide et sa luminosité. Il a été démontré que les étoiles plus brillantes avaient des périodes plus longues. Cette relation période-luminosité pourrait être utilisée pour mesurer les distances aux galaxies proches. Le temps qu'il faut à une étoile pour s'éclaircir et s'estomper peut être calculé pour trouver la luminosité intrinsèque de l'étoile. Comparez cela à la luminosité mesurée de l'étoile pour trouver la distance.

Le nom de la variable Cepheid vient de l'étoile prototype pour laquelle cela a été découvert, Delta Cephei. Cette étoile de la constellation de Céphée le Roi varie entre 3,5 et 4,3 de magnitude en cinq jours et demi.

Henrietta Leavitt étudiait les Céphéides dans le Petit Nuage de Magellan (SMC) lorsqu'elle a fait sa découverte. On pense actuellement que le SMC se trouve à 200 000 années-lumière.


Image de la galaxie NGC 247
Crédit : ESO

Problèmes avec les céphéides et les mesures
L'un des problèmes liés à l'utilisation des variables Céphéides comme repères est qu'une partie de la lumière de l'étoile peut être absorbée en route vers la Terre. Si l'étoile perd un peu de lumière en raison de la présence de poussière, elle apparaîtra plus faible et donc plus éloignée qu'elle ne l'est réellement. Ce fut le cas pour la galaxie NGC 247.

Une équipe d'astronomes s'est efforcée d'éliminer de telles erreurs de calcul et a découvert que NGC 247 est plus d'un million d'années-lumière plus près de la Voie lactée qu'on ne le croyait auparavant. NGC 247 semble maintenant se trouver à un peu plus de 11 millions d'années-lumière. NGC 247 fait partie du groupe de galaxies du sculpteur, l'un des groupes de galaxies les plus proches de notre groupe local. Le Groupe Local se compose de plus de 30 galaxies, dont les Nuages ​​de Magellan et la Galaxie d'Andromède.

Limitations avec les variables Cepheid
Les variables céphéides peuvent être utilisées pour mesurer des distances jusqu'à environ 30 ou 40 mégaparsecs à l'aide du télescope spatial Hubble. Il existe également deux types différents de variables céphéides, et ces deux types ont des relations période-luminosité différentes. Néanmoins, ces étoiles sont les meilleurs outils dont nous disposons actuellement pour mesurer les distances cosmiques.

Sources:
Illingworth, Valerie et Clark, John E. O., Les faits au dossier Dictionnaire de l'astronomie, Checkmark Books, 2000.
Communiqué de presse de l'Observatoire européen austral du 28 février 2011 : Le disque poussiéreux de NGC 247


R Cancri – Mira Variable Star dans la constellation du Cancer

R Cancri est une variable Mira dans la constellation du Cancer. C'est une étoile de type Variable Star. Il se trouve à environ 250 parsecs (830 a) et varie entre les magnitudes 6,07 et 12,3 sur une période de 357 jours. D'après le type spectral enregistré dans le catalogue d'étoiles Hipparcos, il s'agit d'une étoile variable M6E-M9E.

R Cancri ne fait pas partie du contour de la constellation du Cancer, mais il est dans ses limites. L'étoile ne peut pas être vue à l'œil nu et doit être vue à l'aide d'un télescope.

R Cancri a une magnitude apparente de 7,04, qui est une mesure de la luminosité de l'étoile vue de la Terre. Visual Magnitude est un autre nom pour Apparent Magnitude. Si vous avez utilisé la valeur de parallaxe de 1997, la magnitude absolue serait Si vous avez utilisé la valeur de parallaxe de 2007, la magnitude absolue serait de -1,97.

La magnitude absolue est la magnitude apparente d'une étoile vue à une distance de 10 parsecs (32,6 années-lumière). Cela suppose qu'il n'y a pas d'obstacles entre l'objet et l'observateur, tels que des nuages ​​de poussière. Pour vraiment comparer la luminosité d'une étoile, utilisez la magnitude absolue plutôt que la magnitude apparente.

La magnitude d'une étoile, qu'elle soit apparente/visuelle ou absolue, est mesurée par un nombre plus le nombre est bas, plus l'étoile est brillante. Parce que notre Soleil est l'étoile la plus brillante, elle a la magnitude la plus faible, -26,74. Le nombre d'une étoile faible sera grand.

Les levés de vitesse radiale (RV), de microlentille et de transit ont révélé l'existence d'une grande population de planètes avec des masses allant de quelques à 20 masses terrestres dans notre Galaxie. Ces planètes sont classées comme « super-Terres » (Mp 10M) et « Neptunes » (Mp > 10M) en fonction de leur masse. Cette classification est basée sur la limite théorique de capture gravitationnelle de H/He, 10 M, et suppose donc implicitement que les Neptunes sont principalement des géantes de glace avec une enveloppe H/He significative et que la majorité des super-Terres sont des planètes telluriques massives. Néanmoins, en raison de la nature stochastique de la formation planétaire, la diversité de cette population planétaire est probablement beaucoup plus grande que ne l'esquisse cette simple division.

Le système 55 CNC, qui orbite autour d'une étoile brillante et proche, offre une occasion unique d'étudier un système multiplanétaire avec une large gamme de masses planétaires et de distances orbitales. Nous avons mesuré la rotation de l'étoile hôte et son cycle magnétique de type solaire à l'aide de données photométriques et spectroscopiques recueillies sur deux décennies.


Les étoiles variables céphéides ont été nommées d'après la première du genre observée, Céphée. Il existe en fait deux classes de Céphéides : Les Céphéides de Type I (δ Céphée est une Céphéide classique) sont des étoiles de population I avec des métallicités élevées, et des périodes de pulsation généralement inférieures à 10 jours. Les céphéides de type II (étoiles W Virginis) sont des étoiles de faible métallicité de population II avec des périodes de pulsation comprises entre 10 et 100 jours. Toutes les céphéides sont des étoiles à branches horizontales lumineuses, jaunes, situées dans la bande d'instabilité du diagramme de Hertzsprung-Russell. Les instabilités qui font changer leur taille et leur température donnent lieu à des variations périodiques de leur luminosité.

En 1907, Henrietta Leavitt découvrit que les étoiles variables céphéides du Petit Nuage de Magellan pulsaient à une vitesse qui dépendait uniquement de leur magnitude absolue. Cette relation période-luminosité (illustré à droite) permet aux Céphéides d'être utilisées comme bougies standard (une fois la période de pulsation connue) pour estimer les distances aux objets dans lesquels elles se trouvent. En fait, les étoiles variables céphéides ont formé la première méthode non directe de détermination de la distance et ont établi le premier échelon de l'échelle des distances. Tous les échelons suivants de l'échelle utilisent les distances des céphéides comme tremplin.

Dans les années 1920, Edwin Hubble a utilisé des étoiles variables pour mesurer les distances jusqu'aux galaxies proches. À l'époque, on pensait que toutes ces variables étaient des céphéides de type I, mais en réalité, l'échantillon comprenait également des étoiles RR Lyrae et W Virginis. Bien que chacun de ces types d'étoiles possède un relation période-luminosité, Hubble a pu déterminer que l'Univers était en expansion, bien que son estimation du taux d'expansion (appelée constante de Hubble en son honneur) soit presque un facteur 10 fois supérieur à la valeur acceptée aujourd'hui.

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Rencontrez Delta Cephei, une célèbre étoile variable

Comme les lumières dans un tunnel sombre, les étoiles de l'univers lointain deviennent plus faibles à mesure qu'elles sont plus éloignées. Parce qu'elles pulsent à un rythme corrélé à leur propre luminosité intrinsèque, les étoiles variables céphéides révèlent leurs propres distances réelles. Image via Le dernier mot sur rien

Au coin sud-est de la constellation en forme de maison Céphée le roi, il y a une étoile variable intrigante appelée Delta Cephei. Avec une précision d'horloge, cette étoile plutôt faible double de luminosité, s'estompe au minimum puis double de luminosité tous les 5,36 jours. Vous pouvez voir il change sur une période de jours. L'ensemble du cycle est visible à l'œil seul dans un ciel suffisamment sombre. Cette star et d'autres comme elle se sont assuré une place aussi importante bougies standards pour établir l'échelle de la galaxie et de l'univers.

Delta Cephei lui-même occupe une place importante dans l'histoire de l'astronomie. Une classe entière d'étoiles supergéantes, appelées variables Céphéides, est nommée en l'honneur de cette étoile.

Comme Delta Cephei, les étoiles variables céphéides changent de manière fiable leur luminosité à intervalles réguliers. La période de temps peut aller d'environ un à 100 jours, selon les étoiles luminosité ou alors luminosité intrinsèque. Les astronomes ont appris que « plus le cycle est long », plus la luminosité intrinsèque de l'étoile est grande. Cette connaissance est un outil puissant en astronomie pour sonder les distances dans un vaste espace.

Ce graphique – mesurant les variations de luminosité au fil du temps – est ce que les astronomes appellent une courbe de lumière. C'est la courbe de lumière de Delta Cephei, qui, aussi fiable qu'une horloge fine, double de luminosité puis s'estompe à nouveau tous les 5,366341 jours.

Comment les étoiles variables céphéides aident-elles à mesurer les distances cosmiques ? Parce que Delta Cephei et les autres étoiles de sa catégorie varient de manière si fiable et parce que le cycle de changement de leur luminosité est si fortement lié à leur luminosité intrinsèque, ces étoiles peuvent être utilisées pour mesurer les distances dans l'espace. Les astronomes appellent les objets qui peuvent être utilisés de cette manière bougies standards.

Comment ça marche? Premièrement, les astronomes mesurent soigneusement les taux de pulsations de ces étoiles. Malheureusement, les distances de très peu d'étoiles variables céphéides, voire aucune, sont suffisamment proches pour être mesurées directement par la parallaxe stellaire. Cependant, les distances approximatives des variables céphéides dans des amas d'étoiles relativement proches ont été déterminées indirectement par la méthode spectroscopique (parfois appelée par le terme impropre parallaxe spectroscopique). Après avoir vu de nombreuses variables céphéides pulser – et connaître leurs distances approximatives via la méthode spectroscopique – ils savent à quel point une variable céphéide d'une luminosité intrinsèque particulière devrait voir à une distance donnée de la Terre.

Armés de cette connaissance, les astronomes observent les pulsations de cette classe d'étoiles dans l'espace lointain. Ils peuvent déduire les éclats intrinsèques des étoiles en raison de leurs taux de pulsation. Ensuite, ils peuvent déduire les distances d'étoiles plus lointaines par leur magnitude apparente. Parce que la lumière diminue selon la loi du carré inverse, les astronomes savent qu'une étoile d'une luminosité donnée (luminosité intrinsèque) apparaître 1/16ème de luminosité à quatre fois la distance, 1/64ème de luminosité à huit fois la distance ou 1/100ème de luminosité à 10 fois la distance.

Au fait, pourquoi ces étoiles varient-elles en luminosité ? On pense que les variations sont des pulsations réelles lorsque l'étoile elle-même se dilate puis se contracte.

Les étoiles variables céphéides peuvent être vues jusqu'à une distance de 20 millions d'années-lumière. La galaxie la plus proche est à environ 2 millions d'années-lumière et les plus éloignées sont des milliards d'années-lumière. Donc, ces étoiles ne vous aident pas à mesurer les distances dans l'espace. Pourtant, depuis que les astronomes ont appris les secrets de leur pulsation, ces étoiles sont vitales pour l'astronomie.

L'astronome Henrietta Leavitt a découvert les variables céphéides en 1912. En 1923, l'astronome Edwin Hubble a utilisé des étoiles variables céphéides pour déterminer que la nébuleuse d'Andromède est en fait une galaxie géante située au-delà des limites de notre Voie lactée. Cette connaissance nous a libérés des confins d'une seule galaxie et nous a donné le vaste univers que nous connaissons aujourd'hui.

Emplacement de l'étoile Delta Cephei dans la constellation de Céphée.

Comment repérer Delta Cephei dans le ciel nocturne ? Cette étoile est circumpolaire – toujours au-dessus de l'horizon – dans la moitié nord des États-Unis.

Même ainsi, cette étoile est beaucoup plus facile à voir lorsqu'elle est haute dans le ciel du nord les soirs d'automne et d'hiver. Vous pouvez trouver Céphée via la Grande Ourse. Tout d'abord, utilisez la Grande Ourse “pointer stars” pour localiser Polaris, l'étoile polaire. Sautez ensuite au-delà de Polaris d'une largeur de poing pour atterrir sur Céphée.

Vous verrez la constellation Céphée le roi près de sa femme, Cassiopée la reine, sa signature d'étoiles en forme de W ou de M faisant d'elle la plus flashy des deux constellations. Ils sont haut dans votre ciel nordique les soirs de novembre et de décembre.

Carte de l'Union astronomique internationale montrant la constellation de Céphée.

Comment puis-je regarder Delta Cephei varier en luminosité ? La vraie réponse à cette question est : le temps et la patience. Mais deux étoiles hébergées près de Delta Cephei sur le dôme du ciel, Epsilon Cephei et Zeta Cephei, correspondent aux extrémités basses et hautes de l'échelle de luminosité de Delta Cephei. Ce fait devrait vous aider à observer le changement de Delta Cephei.

Revenez donc aux graphiques ci-dessus et localisez les étoiles Epsilon et Zeta Cephei. À son plus faible, Delta Cephei est aussi faible que l'étoile plus faible, Epsilon Cephei. À son plus brillant, Delta Cephei correspond à la luminosité de l'étoile la plus brillante, Zeta Cephei.

Conclusion : l'étoile Delta Cephei s'illumine et s'estompe avec une précision d'horloge tous les 5,36 jours. Le taux de changement de luminosité est lié à la luminosité intrinsèque de l'étoile. C'est ainsi qu'une classe entière d'étoiles nommées pour Delta Cephei, appelées étoiles variables Céphéides, aide les astronomes à mesurer les distances.


Voir la vidéo: Vaihtelevat tilat (Septembre 2021).