RS Puppis

RS Puppis
Description de cette image, également commentée ci-après
RS Puppis photographiée par Hubble.
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 08h 13m 04,21571s[1]
Déclinaison −34° 34′ 42,6918″[1]
Constellation Poupe
Magnitude apparente 6,5-7,6[2]

Localisation dans la constellation : Poupe

(Voir situation dans la constellation : Poupe)
Caractéristiques
Type spectral G2Ib[3] (F9 - G7[4])
Indice U-B 1,2[5]
Indice B-V 1,5[5]
Variabilité δ Cep[4]
Astrométrie
Vitesse radiale 24,60 km/s[6]
Mouvement propre μα = −3,522 mas/a[1]
μδ = +2,824 mas/a[1]
Parallaxe 0,584 4 ± 0,026 0 mas[1]
Distance 5 580 ± 250 al
(1 710 ± 80 pc)
Magnitude absolue −5,70[7]
Caractéristiques physiques
Masse 9,2 M☉[7]
Rayon 191[8] (164 - 208) R☉
Luminosité 21 700[8] (14 200 - 29 500) L☉
Température 5 060[8] (4 640 - 5 850) K
Métallicité 0,17[9]
Âge 28 M a[9]

Désignations

RS Pup, HD 68860, HIP 40233, SAO 198944, CD-34 4488, CPD-34 2127, WDS J08131 -3435A[10]

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RS Puppis (en abrégé RS Pup) est une étoile variable céphéide située à environ 6000 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Poupe. C'est l'une des plus brillantes Céphéides connues de la Voie lactée et elle a l'une des plus longues périodes pour ce type d'étoiles avec 41,5 jours.

Distance

La distance de RS Puppis est importante car les Céphéides servent de marqueurs des distances au sein de la Voie lactée et pour les galaxies proches.

Parce qu'elle est située dans une grande nébuleuse, des astronomes utilisant le New Technology Telescope de l'ESO à l'observatoire de La Silla au Chili ont été capables de mesurer sa distance en 2008 par une analyse purement géométrique des échos lumineux émis par les particules de la nébuleuse, déterminant qu'elle était à 1992 ± 28 pc (6497 ± 91 al) de la Terre, la mesure la plus précise de toutes les Céphéides disponible en 2008[11].

La technique des échos lumineux a de nouveau été utilisée en 2014, cette fois avec les images polarimétriques de la Advanced Camera for Surveys de Hubble. La distance déduite de ces mesures est de 1910 ± 80 pc (6230 ± 260 al)[7].

Dans Gaia Data Release 2, une parallaxe géométrique directe de 0,5844 ± 0,0260 mas a été mesurée, correspondant à une distance de 1710 ± 80 pc (5580 ± 260 al)[1].

Variabilité

RS Puppis est une variable céphéide classique et sa luminosité varie régulièrement à cause de pulsations durant lesquelles sa taille et sa température varient toutes deux. Sa magnitude apparente varie de 6,52 au maximum à 7,67 au minimum. La courbe de lumière montre une montée rapide de luminosité avec une baisse de luminosité plus lente prenant environ trois fois plus de temps[12]. Elle a une période régulière de 41,5 jours mais qui change très lentement et de façon erratique. Par exemple, la période a changé en moyenne d'environ 144,7 s par an, mais est parfois restée constante pendant plusieurs années[8].

RS Puppis est considérée comme une céphéide à longue période car elle a une période supérieure à 10 jours. La seule céphéide à longue période plus proche de la Terre est l Carinae. Les céphéides suivent une relation période-luminosité stricte, les étoiles les plus lumineuses ayant des périodes plus longues. RS Puppis a l'une des plus longues périodes des Céphéides de la Voie lactée et est donc aussi une des plus lumineuses[8].

Propriétés

RS Puppis est une supergéante jaune de type spectral G2Ib, bien que son type spectral varie entre F9 et G7 lorsque sa température varie. Elle se situe sur la bande d'instabilité et sur la base de la vitesse de changement de sa période, on pense qu'elle la traverse pour la troisième fois. La troisième traversée se produit lorsqu'une étoile est en train d'évoluer vers des températures plus basses pour la deuxième fois après avoir accompli une boucle bleue. La troisième traversée de la bande d'instabilité se produit beaucoup plus lentement que la première traversée qui a lieu juste après qu'une étoile quitte la séquence principale[2].

RS Puppis pulse tous les 41,5 jours, période pendant laquelle son rayon, sa température et sa luminosité varient. De façon typique pour les Céphéides à longue période, elle pulse selon le mode fondamental[13]. Son rayon varie entre 164 R☉ et 208 R☉, bien que ces valeurs varient quelque peu même d'un cycle au suivant. La température varie entre 4 640 K et 5 850 K, et la luminosité bolométrique entre 14 200 L☉ et 29 500 L☉[8].

Galerie

  • Les échos lumineux de RS Puppis se propagent dans sa nébuleuse par réflexion.

Références

  1. ↑ a b c d e et f (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ a et b L. N. Berdnikov, A. A. Henden, D. G. Turner et E. N. Pastukhova, « Search for evolutionary changes in Cepheid periods using the Harvard plate collection: RS Puppis », Astronomy Letters, vol. 35, no 6,‎ , p. 406 (DOI 10.1134/S1063773709060061, Bibcode 2009AstL...35..406B)
  3. ↑ R. Earle Luck et Howard E. Bond, « Supergiants and the Galactic metallicity gradient. II - Spectroscopic abundances for 64 distant F- to M-type supergiants », Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 71,‎ , p. 559 (DOI 10.1086/191386, Bibcode 1989ApJS...71..559L)
  4. ↑ a et b N. N. Samus et O. V. Durlevich, « VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013) », VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally Published In: 2009yCat....102025S, vol. 1,‎ , p. 02025 (Bibcode 2009yCat....102025S)
  5. ↑ a et b R. Schaltenbrand et G. A. Tammann, « The light curve parameters of photoelectrically observed galactic Cepheids », Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 4,‎ , p. 265 (Bibcode 1971A&AS....4..265S)
  6. ↑ G. A. Gontcharov, « Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system », Astronomy Letters, vol. 32, no 11,‎ , p. 759–771 (DOI 10.1134/S1063773706110065, Bibcode 2006AstL...32..759G, arXiv 1606.08053)
  7. ↑ a b et c P. Kervella, H. E. Bond, M. Cracraft, L. Szabados, J. Breitfelder, A. Mérand, W. B. Sparks, A. Gallenne, D. Bersier, P. Fouqué et R. I. Anderson, « The long-period Galactic Cepheid RS Puppis », Astronomy & Astrophysics, vol. 572, no 7,‎ , A7 (DOI 10.1051/0004-6361/201424395, Bibcode 2014A&A...572A...7K, arXiv 1408.1697)
  8. ↑ a b c d e et f Pierre Kervella, Boris Trahin, Howard E Bond, Alexandre Gallenne, Laszlo Szabados, Antoine Mérand, Joanne Breitfelder, Julien Dailloux, Richard I Anderson, Pascal Fouqué, Wolfgang Gieren, Nicolas Nardetto et Grzegorz Pietrzyński, « Observational calibration of the projection factor of Cepheids. III. The long-period Galactic Cepheid RS Puppis », Astronomy and Astrophysics, vol. 600, no 127,‎ , A127 (DOI 10.1051/0004-6361/201630202, Bibcode 2017A&A...600A.127K, arXiv 1701.05192)
  9. ↑ a et b V. A. Marsakov, V. V. Koval’, V. V. Kovtyukh et T. V. Mishenina, « Properties of the population of classical Cepheids in the Galaxy », Astronomy Letters, vol. 39, no 12,‎ , p. 851 (DOI 10.1134/S1063773713120050, Bibcode 2013AstL...39..851M)
  10. ↑ (en) V* RS Pup -- Classical Cepheid (delta Cep type) sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  11. ↑ P Kervella, A Mérand, L Szabados, P Fouqué, D Bersier, E Pompei et G Perrin, « The long-period Galactic Cepheid RS Puppis », Astronomy & Astrophysics, vol. 480,‎ , p. 167–178 (DOI 10.1051/0004-6361:20078961)
  12. ↑ Watson, « The International Variable Star Index (VSX) », The Society for Astronomical Sciences 25th Annual Symposium on Telescope Science. Held May 23–25, vol. 25,‎ , p. 47 (Bibcode 2006SASS...25...47W)
  13. ↑ Richard I Anderson, « Tuning in on Cepheids: Radial velocity amplitude modulations », Astronomy & Astrophysics, vol. 566,‎ , p. L10 (DOI 10.1051/0004-6361/201423850)

Liens externes