Astronomie

Étoiles variables et multiples à Hipparcos

Étoiles variables et multiples à Hipparcos

Y a-t-il un moyen de savoir à partir du catalogue Hipparcos quelles étoiles sont des étoiles binaires/multiples et lesquelles sont des étoiles variables ?


Oui. Si vous avez les données Hipparcos depuis ftp (http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=I/239&-to=3), vous aurez plusieurs fichiers de données.

Danship_main.dattu as un terrainDrapeau multipleà la position 347 qui indique si l'étoile est une étoile double ou multiple :

Note sur MultFlag : indique que des détails supplémentaires sont donnés dans l'annexe Systèmes doubles et multiples : C : solutions pour les composants G : accélération ou termes d'ordre supérieur O : solutions orbitales V : moteurs induits par la variabilité (le mouvement apparent résulte de la variabilité) X : solution stochastique (probablement des binaires astrométriques à courte période)

Pour déterminer si l'étoile est un système à double ou à plusieurs étoiles, recherchez dans l'un des fichiers des solutions à double étoile. Par exemple dansh_dm_com.datil y a un champ aux octets 24-25 qui donne le nombre de composants (2 pour le double et >2 pour les étoiles multiples).

24- 25 I2 --- Ncomp Nombre de composants dans cette solution (DCM2)

Le numéro Hipparcos identifiant l'étoile se trouve dans les octets 43-48.

Bien sûr, cela ne fonctionne que pour plusieurs étoiles avec des solutions orbitales.

Pour variabilité, trois champs sont fournis dans le fichier principal Hipparcos :

314-320 F7.2 d Période ? Période de variabilité (jours) (H51) 322 A1 --- HvarType *[CDMPRU]? type de variabilité (H52) 324 A1 --- moreVar *[12] Données supplémentaires sur la variabilité (H53)

avec deux notes (NB. siTypeHvarestCalors l'étoile est constante, c'est-à-dire non variable !) :

Note sur HvarType : Type de variabilité défini par Hipparcos (une entrée vide signifie que l'entrée n'a pas pu être classée comme variable ou constante) : C : aucune variabilité détectée ("constante") D : variabilité induite par la duplicité M : éventuellement micro-variable (amplitude < 0,03mag) P : variable périodique R : l'indice de couleur VI a été révisé en raison de l'analyse de variabilité U : variable non résolue qui n'appartient pas aux autres catégories Remarque sur moreVar : plus de données sur la variabilité périodique sont fournies

Il existe deux fichiers supplémentaires sur la variabilité :hip_va_1.datethip_va_2.dat, qui fournissent des informations telles que le type de variable (GCVS) et la magnitude max et min ainsi que le nom de l'étoile variable. Vous pouvez trouver une description du type de variable dans le Catalogue général des étoiles variables (GCVS) dans le fichiervartype.txtsi vous téléchargez le GCVS sur http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?B/gcvs


Étoiles variables et multiples à Hipparcos - Astronomie

L'Input Catalog Consortium (INCA) est chargé de sélectionner les 100 000 étoiles à observer par Hipparcos. Dans cet article, l'organisation du Consortium est décrite et les exigences techniques auxquelles doit répondre le Catalogue d'entrée pour un rendement scientifique optimal sont résumées. Les différentes tâches de ce long travail collectif sont ensuite passées en revue dont le processus d'identification des vedettes proposées, la construction progressive d'une liste sans redondance, et la définition du « sondage ». La sélection finale des étoiles qui seront observées par Hipparcos se fait à l'aide d'une simulation numérique qui prend en compte les contraintes d'observation du satellite, et d'un paramètre appelé « pression » qui est calculé pour chaque étoile. Enfin, l'organisation des groupes de travail mis en place pour traiter des objets spéciaux (étoiles multiples, étoiles variables, planètes mineures, étoiles en zones denses et étoiles permettant de relier le système Hipparcos à un système de référence extragalactique) est décrite. De nouveaux programmes photométriques et astrométriques entrepris pour des étoiles avec une précision insatisfaisante sur les magnitudes et/ou les coordonnées, une partie importante du travail du consortium, seront présentés ailleurs.


Étoiles variables et multiples à Hipparcos - Astronomie

Nous analysons les luminosités en bande K d'un échantillon de variables galactiques à longue période à l'aide de parallaxes mesurées par la mission Hipparcos. Les parallaxes sont dans la plupart des cas recalculés à partir des données astrométriques intermédiaires Hipparcos en utilisant des ajustements astrométriques améliorés et des corrections de chromaticité. Les magnitudes de la bande K sont tirées de la littérature et de mesures par COBE, et sont corrigées pour l'extinction interstellaire et circumstellaire. L'échantillon contient des étoiles de plusieurs types spectraux : M, S et C, et de plusieurs classes de variabilité : Mira, semi-régulière SRa et SRb. Nous trouvons que la distribution des étoiles dans le plan période-luminosité est indépendante de la chimie circumstellaire, mais que les différents types de variabilité ont des distributions P-L différentes. Les variables Mira et les variables SRb ont des relations période-luminosité raisonnablement bien définies, mais avec des pentes très différentes. Les variables SRa sont réparties entre les deux classes, suggérant qu'elles sont un mélange de Miras et de SRb, plutôt qu'une classe d'étoiles distincte. De nouvelles relations période-luminosité sont dérivées sur la base de nos parallaxes Hipparcos révisés. Les Miras montrent une relation période-luminosité similaire à celle trouvée pour les Grands Nuages ​​de Magellan Miras par Feast et al. (citer). La magnitude absolue maximale de K de l'échantillon est d'environ -8,2 pour les étoiles Miras et semi-régulières, à peine plus faible que la limite AGB attendue. Nous montrons que les étoiles avec les périodes les plus longues (P>400 d) ont des taux de perte de masse élevés et sont presque toutes des variables Mira.

Sur la base des observations du satellite astrométrique Hipparcos exploité par l'Agence spatiale européenne (ESA cite).


HIC - Catalogue d'entrée Hipparcos

Le catalogue d'entrée Hipparcos a été construit en tant que programme d'observation pour la mission d'astrométrie Hipparcos de l'Agence spatiale européenne. Les exigences du projet en termes d'exhaustivité, de couverture du ciel, de précision astrométrique et photométrique, ainsi que l'optimisation nécessaire de l'impact scientifique, ont entraîné un effort prolongé pour compiler et homogénéiser les données existantes, pour clarifier les sources et les identifications, et, où nécessaires, pour collecter de nouvelles données correspondant à la précision requise.

Cela a abouti à un catalogue sans précédent de données stellaires, y compris des informations à jour sur les positions, les mouvements, les magnitudes et les couleurs, et (lorsqu'ils sont disponibles) les types spectraux, les vitesses radiales, la multiplicité et la variabilité. Le catalogue est complet jusqu'à des limites de magnitude bien définies et comprend un échantillonnage substantiel des catégories stellaires les plus importantes présentes dans le voisinage solaire au-delà de ces limites. Les magnitudes varient de 7,3 à 9 mag en fonction de la latitude galactique et du type spectral, et il n'y a pas d'étoiles plus faibles qu'environ V=13 mag.

Les 118209 étoiles du catalogue d'entrée Hipparcos ont été sélectionnées parmi quelque 214000 candidats distincts contenus dans quelque 214 programmes d'observations.

Code bibliographique du catalogue

Les références

Paramètres

Hic_Number
Le numéro courant du catalogue d'entrée Hipparcos. Les entrées d'étoiles sont classées par numéro HIC croissant qui suit essentiellement l'ordre de l'ascension droite de l'objet (Equinox J2000) indépendamment de la déclinaison. Il y a une entrée dans le catalogue principal correspondant à chaque cible satellite quelle que soit la multiplicité possible de l'étoile. Si l'étoile est un composant d'un système double ou multiple connu, les paramètres « Composant » et « Cible » fournissent des informations supplémentaires.

Nom
Un nom pour l'étoile basé sur des identifications croisées avec d'autres catalogues et/ou références comme suit : Si l'étoile est une étoile variable, alors le `Nom` est son nom d'étoile variable (`Vstar Name`) sinon, l'étoile est nommée avec son numéro HD/HDE, son numéro SAO, son numéro BD, son numéro AGK3/CPC, son numéro FK*/IRS, son numéro CD, son numéro CPD, son numéro CCDM ou un numéro tiré d'un autre catalogue comme indiqué sous le paramètre « First ID » , dans cet ordre, s'il y en a un. Si aucune identification croisée n'est donnée pour une étoile, le nom est laissé en blanc.

Composant
Le ou les composants considérés. Une lettre (ou des lettres) dans ce champ indique que l'étoile fait partie d'un système connu double ou multiple. Dans le cas d'un système double avec des composants bien séparés, "A" ou "B" indique que l'entrée correspond à ce composant. Dans le cas d'une entrée "jointe", des lettres indiquent quels composants du système sont pris en compte (par exemple, "AB", "AC", "APB", etc.).

Cible
La cible satellite en cas d'entrée conjointe : composante, photocentre (j), ou centre géométrique (g). Alors que l'emplacement de la "cible satellite" (la partie du ciel sur laquelle le détecteur est centré pour l'observation particulière) est bien défini pour les étoiles simples, étant la meilleure estimation de la position de l'étoile à l'époque de l'observation satellite, la situation est pas si simple pour les systèmes doubles ou multiples. Pour de tels systèmes, le choix de la position cible peut être

RA
L'Ascension Droite de l'étoile.

déc
La déclinaison de l'étoile.

Époque
L'époque du poste.

RA_Error
L'erreur moyenne de l'Ascension Droite.

Dec_Error
L'erreur moyenne de la déclinaison.

Pos_Source
La source des informations de position.

Les positions ainsi que les mouvements propres contenus dans le HIC proviennent des sources suivantes :

ARC_2000
L'Ascension Droite en h min sec pour J2000.

CDec_2000
La déclinaison en deg min sec pour J2000.

LII
La longitude galactique en degrés décimaux.

BII
La latitude galactique en degrés décimaux.

Ecliptique_Longitude
La longitude de l'écliptique en degrés décimaux.

Ecliptique_Latitude
La latitude de l'écliptique en degrés décimaux.

ARC_1950
L'Ascension Droite en h min sec pour B1950.

CDec_1950
La déclinaison en deg arcmin arcsec pour B1950.

RA_1950_Deg
L'Ascension Droite en degrés décimaux pour B1950.

Déc_1950_Deg
La déclinaison en degrés décimaux pour B1950.

Prop_RA
Le mouvement propre en Ascension Droite, en arcsec par an, J2000.

Prop_Déc
Le mouvement propre en déclinaison, en arcsec par an, J2000.

Error_RA_Prop
L'erreur du mouvement propre en Ascension Droite, en arcsec par an.

Error_Dec_Prop
L'erreur du mouvement propre dans la déclinaison, en arcsec par an.

Prop_Source
La source des informations de mouvement appropriées.

Les mouvements propres ainsi que les positions contenues dans le HIC proviennent des sources suivantes :

Hmag
La magnitude dans le système photométrique Hipparcos. La « magnitude Hipparcos » est définie par la bande passante de la chaîne de détection principale Hipparcos qui va de 340 à 850 nm. Ce système à large bande donne des magnitudes proches de la magnitude visuelle V mais montre des résidus par rapport à V, en particulier pour les étoiles rouges.

Var_Code1
Le premier chiffre du code de variabilité. Le code de variabilité fournit des informations sur les étoiles variables connues ou suspectées. Le premier chiffre peut avoir les valeurs suivantes :

Var_Code2
Le deuxième élément du code de variabilité. On distingue deux catégories de normes photoélectriques :

Vmag_Error
L'erreur de la magnitude V.

BV_Error
L'erreur de la couleur B-V.

Photo_Source
La source des informations de photométrie. Les données photométriques données dans le HIC sont dérivées des sources suivantes :

Spect_Type
Le type spectral et la classe de luminosité.

Les types spectraux ont été tirés soit du SIMBAD, soit d'autres sources diverses et suivent ainsi divers systèmes de classification (MK, HD, etc.). Dans le cas du système de classification MK de Morgan et al. (1943), le type spectral, la classe de luminosité et le code de particularité sont donnés avec les désignations suivantes :

Pour la classe de luminosité, les désignations suivantes sont utilisées : Ia0, Ia, Iab, Ib pour les supergéantes II pour les géantes brillantes III pour les géantes IV pour les sous-géantes et V pour les naines. Les sous-nains sont soit notés 'sd' suivi du type spectral, soit de classe IV.

Les particularités des spectres sont notées en lettres minuscules : `e` pour les raies d'émission `m` pour les raies métalliques améliorées `n` pour les raies nébuleuses `p` pour la particularité de la composition chimique `s` pour les raies nettes d'une coque « v » pour les variations du spectre « w » pour les raies faibles. `CN` indique des étoiles avec une anomalie dans l'abondance de cyanogène.

Les signes suivants sont également utilisés :

Spect_Source
La source des données de type spectral. Les informations sur le type spectral et la classe de luminosité dans le HIC proviennent des sources suivantes :

Parallaxe
La parallaxe en milli-arcsec.

Erreur_Parallaxe
L'erreur probable de parallaxe en milli-arcsec.

Type_Parallaxe
Le type de parallaxe : `T` pour trigonométrique, `D` pour dynamique.

Radial_Vel
La vitesse radiale en km/sec. Les valeurs positives indiquent une récession.

Qualité_Radial_Vel
La qualité de la vitesse radiale donnée est dérivée des informations du GCRV (Wilson 1953) et du catalogue d'Evans (1978) selon lesquelles les erreurs moyennes estimées sont probablement "basées sur trois facteurs : le nombre d'observations, la dispersion du spectrographe utilisé , et l'interaccord de déterminations séparées. » Les vitesses radiales sont caractérisées par cinq valeurs comme suit :

Source_Radial_Vel
La source des données de vitesse radiale. Les informations sur la vitesse radiale ont été compilées à partir des sources suivantes :

Vstar_Name
Le nom de l'étoile variable, GCVS ou NSV.

Type_var
Le type de variabilité.

Les données sur le type de variabilité sont extraites des catalogues GCVS et NSV. Les abréviations découlent des principales classes de variabilité : éruptive, pulsante, rotative, cataclysmique, éclipsante et étoile variable à rayons X. La clé des codes de variabilité est disponible auprès du HEASARC.

Var_Période
La période de variation en jours.

Vmag_Max
La magnitude V à la luminosité maximale.

Vmag_Min
La magnitude V à la luminosité minimale.

Code_Vmag_Error
L'erreur codée de la magnitude V à la luminosité maximale et minimale. Ce code donne une estimation de la précision des magnitudes V à luminosité maximale et minimale en Vmag_Max et Vmag_Min. Le code peut prendre les valeurs suivantes :

Autre_Code
Le code spécifiant les magnitudes et la couleur données pour Hmag, Vmag et B-V. Cette information est donnée pour les étoiles avec un code de variabilité de '3' ou '4', chaque fois que l'information nécessaire de la courbe de luminosité était disponible. Il est codé comme suit :

Les données pour le 'numéro CCDM', le 'composant CCDM', l''angle pos', la 'séparation', le 'Mag Diff' et le 'code système' ont été extraites d'une version provisoire du "catalogue des composants des étoiles doubles et multiples" (CCDM , Dommanget et al., en préparation). Les numéros CCDM et HIC assurent le lien entre le catalogue principal et l'annexe 1, qui contient les données des composants individuels des systèmes doubles et multiples pour lesquels au moins un composant est inclus dans le catalogue principal.

CCDM_Composant
Les composantes du CCDM considérées. La première lettre correspond à la composante "référence", par rapport à laquelle la séparation et la différence de grandeur sont calculées.

CCDM_Pos_Angle
L'angle de position, en degrés, entre les composants CCDM considérés. "N", "S", "F", "P", "NP", "SP", "NF", "SF" peuvent être utilisés.

CCDM_Séparation
La séparation, en arcsec, entre les composants CCDM considérés.

CCDM_Mag_Diff
La différence de magnitude entre les composants considérés.

La "différence de magnitude" donnée ici est calculée à partir de la version provisoire disponible du CCDM et peut ne pas être cohérente avec les données fournies pour la magnitude V ("Vmag"). Si la composante "reference" est plus faible que la seconde, cette différence est négative.

CCDM_System_Code
Informations sur les systèmes orbitaux :

Les numéros d'identification DM des étoiles du Bonner Durchmusterung, du Cordoba Durchmusterung et du Cape Photographic Durchmusterung sont attribués conformément à la convention HD. Lorsque la zone du numéro DM est comprise entre +90 degrés et -22 degrés, le numéro BD est utilisé.

Les numéros d'identification DM des étoiles du Bonner Durchmusterung, du Cordoba Durchmusterung et du Cape Photographic Durchmusterung sont attribués conformément à la convention HD. Lorsque la zone du numéro DM est comprise entre -23 degrés et -51 degrés, le numéro CD est utilisé.

Les numéros d'identification DM des étoiles du Bonner Durchmusterung, du Cordoba Durchmusterung et du Cape Photographic Durchmusterung sont attribués conformément à la convention HD. Lorsque la zone du numéro DM est comprise entre -52 degrés et -90 degrés, le numéro CPD est utilisé.

Des identifications croisées sont données aux étoiles dans le catalogue HD (Cannon & Pickering 1918-24) et ses deux extensions. Les numéros HD vont de 1 à 225300 Les numéros HDE vont de 225301 à 272150 (Cannon 1925-36) et de 272151 à 359083 (Cannon & amp Walton Mayall 1949).

Fk_ID
Le numéro FK5/FK5 Ext/FK4 Sup ou IRS (AGK3R/SRS).

Des identifications croisées sont données aux étoiles dans le Cinquième Catalogue Fondamental (FK5, Fricke et al. 1988), son extension (FK5 Ext, Fricke et al. 1991), le Supplément FK4 (FK4 Sup, Fricke 1963), et à l'International Reference Stars (IRS), qui comprend les catalogues AGK3R (Smith 1980) et SRS (Smith et al. 1990) avec les codes suivants :

Des identifications croisées sont données aux étoiles du catalogue AGK3 pour un delta supérieur à -2,5 degrés (Dieckvoss et al. 1975) et aux étoiles du catalogue CPC (Jackson & Stoy 1954-68) comme suit :

Des identifications croisées sont données aux étoiles dans le catalogue SAO (Smithsonian Institution 1966).

First_ID
Le premier des deux identifiants sélectionnés. Les abréviations et la hiérarchie des identifiants sont les suivantes : GL, GJ, G, LHS, LTT, LP, L, BPM, CF, McC.

Second_ID
Le deuxième des deux identifiants sélectionnés. Les abréviations et la hiérarchie des identifiants sont les mêmes que pour le `First ID`.

Star_ID
Un identifiant pour les étoiles dans les amas ouverts galactiques LMC/SMC et C, IRC, PK et WD. La clé des identifiants est disponible auprès de l'HEASARC.

Première_Note
La lettre « S » est pour une étoile d'enquête « C » indique qu'une carte d'identification est fournie dans l'Atlas des étoiles faibles (annexe 2) et « T » indique que l'étoile est une étoile d'enquête, et qu'une carte d'identification est fournie, « S » et « C ».


Étoiles variables et multiples à Hipparcos - Astronomie

Nous présentons une classification de 267 nouvelles étoiles variables de type B découvertes par Hipparcos. Nous avons utilisé deux schémas de classification différents et ils n'ont donné lieu qu'à quelques nouvelles étoiles bêta Cephei, un grand nombre de nouvelles étoiles B à pulsations lentes, pas mal de supergéantes avec des variations de type alpha Cyg et des étoiles CP variables, et encore quelques nouvelles Be périodique étoiles et binaires à éclipse. Nos résultats soulignent clairement la nature biaisée envers les variables à courte période des relevés au sol antérieurs des étoiles variables. La position des nouvelles étoiles bêta Cephei et des étoiles B à pulsation lente dans le diagramme HR est déterminée au moyen de la photométrie de Genève et est confrontée aux calculs les plus récents des bandes d'instabilité pour les deux groupes de variables. Nous trouvons que les nouvelles étoiles bêta Cephei sont situées dans la partie bleue de la bande d'instabilité et que les nouvelles étoiles B à pulsation lente couvrent presque entièrement le domaine d'instabilité théorique déterminé pour de telles étoiles. Les supergéantes avec des variations de type alpha Cyg sont situées entre les bandes d'instabilité des étoiles bêta Cephei et les étoiles B à pulsation lente d'une part et les supergéantes précédemment connues qui présentent des microvariations d'autre part. Ceci suggère un lien entre la variabilité causée par le mécanisme kappa agissant dans une zone de métaux partiellement ionisés et la cause inconnue des variations des supergéantes.


Étoiles variables et multiples à Hipparcos - Astronomie

Nous présentons une analyse complète des propriétés du delta Scuti pulsé et des variables associées basée principalement sur le contenu du catalogue récemment publié par Rodríguez et al. (citer, ci-après R00). En particulier, les principales propriétés d'observation telles que l'amplitude visuelle, la période et la magnitude visuelle et les contributions des projets de surveillance à long terme Hipparcos, OGLE et MACHO sont examinées. L'appartenance de ces variables à des clusters ouverts et à des systèmes multiples est également analysée, avec une attention particulière accordée aux pulsateurs delta Scuti situés dans des systèmes binaires à éclipse. L'emplacement des variables delta Scuti dans le diagramme H-R est discuté sur la base des parallaxes HIPPARCOS et de la photométrie uvbybeta. De nouvelles frontières de l'instabilité classique sont présentées. En particulier, les propriétés des pulsateurs delta Scuti avec des abondances de surface non solaires (SX Phe, lambda Boo, rho Pup, delta Del et sous-groupes d'étoiles Am classiques) sont examinées. Les parallaxes d'Hipparcos montrent que les étalonnages photométriques de magnitude absolue uvbybeta disponibles par Crawford peuvent être appliqués correctement aux variables delta Scuti tournant plus vite que v sin i

100 km s < -1 > avec des spectres normaux. Il est montré qu'il existe des écarts systématiques pour les grandeurs absolues déterminées photométriquement, qui sont en corrélation avec v sin i et delta m 1 . Les étalonnages photométriques correspondent aux étoiles lambda Boo, mais ne devraient pas être utilisés pour le groupe d'étoiles A évoluées de raie métallique. Les variables gamma Dor associées et les variables delta Scuti pré-séquence principale sont également discutées. Enfin, les variables cataloguées avec des périodes supérieures à 0fd 25 sont examinées étoile par étoile afin de les affecter à la bonne classe delta Scuti, RR Lyrae ou gamma Dor. Une recherche d'étoiles delta Scuti massives à longue période similaires à la variable trimode AC And est également effectuée.


Étoiles variables et multiples à Hipparcos - Astronomie

Étoiles variables pulsantes et diagramme de Hertzsprung-Russell

Le diagramme de Hertzsprung-Russell (H-R) :

Le diagramme H-R est un outil astronomique important pour comprendre comment les étoiles évoluent dans le temps. L'évolution stellaire ne peut pas être étudiée en observant des étoiles individuelles car la plupart des changements se produisent sur des millions et des milliards d'années. Les astrophysiciens observent de nombreuses étoiles à divers stades de leur histoire évolutive pour déterminer leurs propriétés changeantes et leurs trajectoires évolutives probables sur le diagramme H-R.


Le diagramme H-R

Le diagramme H-R est un nuage de points d'étoiles. Lorsque la grandeur absolue (MV) – la luminosité intrinsèque – des étoiles est tracée en fonction de leur température de surface (classification stellaire) les étoiles ne sont pas distribuées au hasard sur le graphique mais sont principalement limitées à quelques régions bien définies. Les étoiles dans les mêmes régions partagent un ensemble commun de caractéristiques. Au fur et à mesure que les caractéristiques physiques d'une étoile changent au cours de son histoire évolutive, sa position sur le diagramme H-R change également - de sorte que le diagramme H-R peut également être considéré comme un tracé graphique de l'évolution stellaire. A partir de l'emplacement d'une étoile sur le diagramme, sa luminosité, son type spectral, sa couleur, sa température, sa masse, son âge, sa composition chimique et son histoire évolutive sont connus.


Exemple de spectre stellaire

La plupart des étoiles sont classées par température de surface (type spectral) de la plus chaude à la plus froide comme suit : O B A F G K M. Ces catégories sont ensuite subdivisées en sous-classes allant de la plus chaude (0) à la plus froide (9). Les étoiles B les plus chaudes sont B0 et les plus froides sont B9, suivies du type spectral A0. Chaque classification spectrale majeure est caractérisée par ses propres spectres uniques. Bien que O B A F G K et M soient les classifications stellaires couramment représentées sur les diagrammes H-R, un certain nombre de classes spectrales nouvelles et étendues ont été désignées. Il s'agit notamment des étoiles Wolf-Rayet (W), des naines froides (L), des naines brunes (T), des étoiles au carbone (C) et des étoiles avec des lignes d'oxyde de zirconium situées entre les étoiles M et C (S). Les étoiles de carbone (C) comprennent des étoiles qui étaient à l'origine classées comme étoiles R et N. La classe D (dégénérée) est la classification moderne des naines blanches.


Branches principales sur le diagramme H-R
Piste évolutive du Soleil
À travers le diagramme H-R

Partant du coin supérieur gauche et descendant vers le coin inférieur droit se trouve une bande appelée séquence principale.

90% de toutes les étoiles se trouvent dans la séquence principale. Ces étoiles vont des étoiles O et B chaudes et brillantes dans le coin supérieur gauche aux étoiles K et M froides et sombres dans le coin inférieur droit. Les étoiles de la séquence principale ont un taux assez stable de fusion d'hydrogène en cours dans leurs noyaux. Dans les étoiles de la séquence principale, la pression de radiation poussant vers l'extérieur du processus de fusion équilibrée par l'attraction vers l'intérieur des forces gravitationnelles maintient un état d'équilibre dynamique. Lorsque l'hydrogène dans le noyau est épuisé et que la pression de rayonnement diminue, les deux forces deviennent déséquilibrées et l'étoile "s'éloigne de la séquence principale" et commence une série d'étapes évolutives - le ou les produits finaux finaux dépendant de la masse initiale de l'étoile . Les branches géantes et supergéantes du diagramme H-R sont occupées par des étoiles qui sont passées de la séquence principale et fusionnent des noyaux atomiques plus lourds. Comme la plupart des étoiles passent de la séquence principale aux branches géantes et supergéantes, elles présentent différents types de variabilité qui sont également confinés à des régions spécifiques du diagramme.

Étoiles variables pulsantes :

Comme de nombreuses étoiles passent d'un stade à un autre sur le diagramme H-R, leur luminosité varie. La luminosité qu'une étoile semble avoir (magnitude apparente) de notre point de vue ici sur Terre dépend de sa distance de la Terre et de sa luminosité intrinsèque réelle, ou magnitude absolue (MV). Le comportement des étoiles qui varient en magnitude (luminosité) peut être étudié en mesurant leurs changements de luminosité au fil du temps et en traçant les changements sur un graphique appelé courbe de lumière. Les courbes de lumière sont généralement des tracés de magnitude apparente au fil du temps.

Les magnitudes apparentes des étoiles sont ajustées à ce que seraient leurs valeurs sans les extinctions de lumière causées par l'atmosphère. L'astronome grec Hipparque vers 129 av. a désigné les étoiles les plus brillantes comme première magnitude, et celles aux limites de l'observation visuelle comme sixième magnitude. Après des siècles de changement, l'échelle de magnitude est maintenant établie comme une échelle ouverte avec les plus grands nombres négatifs les objets les plus brillants et les plus grands nombres positifs les objets les plus sombres. Vega, l'étoile la plus brillante du ciel d'été de l'hémisphère nord, désignée à l'origine comme le point zéro, a une magnitude apparente de +0,03. Exemples de valeurs de magnitude apparente : le Soleil vu de la Terre -26,74, la pleine lune -12,92, la supernova du crabe (SN 1054) -6,00, Bételgeuse (α Orionis ) -5,6, Vénus au plus brillant -4,89, Sirius (α Canis Majoris ) -1,47, M33 (galaxie d'Andromède) +5,72 et Pluton +13,65.

Historiquement, l'échelle de temps était le jour julien (JD), un système de comptage commençant par le 1er janvier 4713 av. Mesurer et enregistrer les changements de magnitude et tracer les courbes de lumière résultantes permettent aux astronomes de déterminer la période de variation. La période est le temps qu'il faut à l'étoile pour parcourir un cycle complet de la magnitude maximale à la magnitude minimale et revenir à la magnitude maximale.

Les différents types de variables pulsatoires se distinguent par leurs périodes de pulsation et les formes de leurs courbes lumineuses. Celles-ci sont à leur tour fonction de leur masse et de leur stade d'évolution. Les Céphéides, les Lyres RR et les Variables à Longue Période (LPV) - Miras et Semiréguliers - sont des étoiles variables pulsantes et occupent des régions sur le diagramme H-R appelées bandes d'instabilité. L'instabilité se produit lors de la transition des étoiles de la séquence principale vers et le long des branches géantes et supergéantes du diagramme H-R.


Courbe de lumière AAVSO Cepheid (Delta Cephei)

Céphéide les étoiles variables se dilatent et se contractent dans un cycle répétitif de changements de taille. Le changement de taille peut être observé comme un changement de luminosité apparente (magnitude apparente.) Les céphéides ont un cycle répété de changement qui est périodique - aussi régulier que le battement d'un cœur, avec une période de 1 à 70 jours avec une variation d'amplitude de 0,1 à 2,0 magnitudes. Ces étoiles massives (

8 masses solaires) ont une luminosité élevée et sont de classe spectrale F au maximum, et G à K au minimum. Les céphéides occupent une bande d'instabilité horizontale allongée sur le diagramme H-R alors que les étoiles massives passent de la séquence principale aux branches géantes et supergéantes. Polaris (α Ursae Minoris) est actuellement l'étoile la plus proche du pôle nord céleste et appelée étoile polaire ou étoile polaire. Polaris est un système d'étoiles multiples, composé de Polaris A, une étoile variable Céphéide à six masses solaires et de deux étoiles de séquence principale Polaris B et Polaris C.


Courbe de lumière AAVSO RR Lyrae
(RR Lyrae)

RR Lyrae les variables sont des géantes blanches pulsantes plus anciennes avec une faible métallicité. Ils sont communs dans les amas globulaires – des groupes denses de vieilles étoiles dans les halos des galaxies. Comme les Céphéides, leurs pulsations sont périodiques. RR Lyraes a

0,5 masse solaire et ont une courte période de pulsation de 0,05 à 1,2 jour et des variations d'amplitude de 0,3 à 2 magnitudes. Les étoiles RR Lyrae sont généralement de classe spectrale A. Les étoiles RR Lyrae occupent une petite bande d'instabilité près de l'intersection de la séquence principale et de la branche géante horizontale (HB). Les étoiles HB ont quitté la branche des géantes rouges et se caractérisent par une fusion d'hélium dans leur noyau entouré d'une coquille de fusion d'hydrogène. Toutes les étoiles RR Lyrae d'un amas ont la même magnitude apparente moyenne. Dans différents clusters, la magnitude apparente moyenne est différente. En effet, toutes les Lyra RR ont à peu près la même magnitude absolue moyenne de +0,75. De nombreuses étoiles géantes de masse inférieure passeront par un stade de pulsation RR Lyrae tandis que de nombreuses étoiles géantes de masse supérieure passeront par un stade de Céphéide. Parce que les étoiles de faible masse vivent plus longtemps que les étoiles de grande masse, les étoiles Céphéides en tant que groupe sont plus jeunes que les étoiles RR Lyrae.


Courbe de lumière AAVSO (Omicron Ceti)

Variables de longue période (LPV) sont des géantes rouges ou supergéantes pulsantes avec des périodes allant de 30 à 1000 jours. Ils sont généralement de type spectral M, R, C ou N. Il existe deux sous-classes Mira et Semiregular.

Mira les variables sont des géantes rouges pulsantes périodiques avec des périodes de 80 à 1000 jours. C'est une étape par laquelle la plupart des étoiles de la séquence principale de taille moyenne passent au fur et à mesure qu'elles évoluent vers la branche de la géante rouge. Les Mira ont des variations d'amplitude de plus de 2,5 magnitudes. Mira (Omicron Ceti) est le prototype des étoiles variables Mira. Le Soleil finira par passer par une étape de pulsation Mira. La bande d'instabilité de Mira sur le diagramme H-R est située dans une région entre les étoiles de taille moyenne sur la séquence principale et la branche géante.


Courbe de lumière AAVSO (Z Ursae Majoris)

Semi-régulier les variables sont des géantes et des supergéantes présentant une périodicité accompagnée d'intervalles de variation lumineuse semi-régulière ou irrégulière. Leurs périodes vont de 30 à 1000 jours, avec généralement des variations d'amplitude inférieures à 2,5 magnitudes. Antares (α Scorpius) et Bételgeuse (Orionis) sont deux exemples marquants d'étoiles variables semi-régulières LPV. Ces étoiles occupent une région d'instabilité sur le diagramme H-R au-dessus des variables Mira et sont généralement de classe spectrale K, M, C ou S.


L'Encyclopédie de Cambridge
Étoiles, J B Taylor, © 2006

Étant donné que les étoiles sont tracées sur le diagramme H-R par magnitude absolue et/ou luminosité et température de surface (classification stellaire), chaque étoile est tracée comme un point de données. Les étoiles de la séquence principale, les géantes et supergéantes et les naines blanches occupent toutes des branches spécifiques sur le diagramme. Ces objets ont une magnitude et une température absolues qui ne changent pas, sauf sur des échelles de temps extrêmement longues au fur et à mesure qu'ils évoluent d'une branche ou d'un stade évolutif à un autre. For simplification, pulsating variables are plotted on H-R diagrams with one data point that represents their average absolute magnitudes and temperatures.

During the transition of Cepheids, RR Lyrae, Mira and Semiregular variable stars through the instability strips they are pulsationally unstable – expanding and brightening, then contracting and become dimmer. The instability strips for Miras and Cepheids are especially elongated because of these expansions and contractions. Some pulsating variable stars change in temperature by two spectral classes during one cycle of change from maximum to minimum. To better understand the degree of variation for individual variable stars, it is necessary to plot them at both extremes of their cycles on the H-R diagram – both at maximum absolute magnitude (MVmax) and minimum absolute magnitude (Mvmin) – along with the corresponding spectral classes.

The H-R diagram on page 7 is a plot of some nearby stars (darker circles) and some bright stars (lighter circles) relative to Earth. The stars define the shape of the main sequence and the regions occupied by giants, supergiants and white dwarfs. Study the H-R diagram and answer the following – explaining your reasoning:

1.) Compare the distribution of the bright stars versus the nearby stars. Do the nearby or the bright stars provide a more typical example of the star population within the Milky Way Galaxy? Would you expect the same percentage of stars to occupy each branch of the diagram if all stars within the Milky Way Galaxy were plotted?

2.) What is the relationship between absolute magnitude and stellar classification of main sequence stars? Does the same relationship hold for stars on the other branches of the H-R diagram? Is there a different relationship for non-main sequence stars? Why are there regions where no stars are plotted?

3.) Will variable stars occupy one or more of the existing branches on the H-R diagram? Some of the empty regions? Predict where the pulsating variable stars will be located on the H-R diagram.


Plotting Pulsating Variable Stars on the H-R Diagram:

Plot the variable stars in Table I on the H-R diagram. Variables have two absolute magnitude (MV) values, one at maximum and one at minimum. They also have enough variation to change spectral classes. To show the entire cycle of change for variable stars, it is necessary to plot them twice – at maxima and minima. The spectral class column gives the spectral class at both maximum (left) and minimum (right), and the absolute magnitude (MV) column gives the range from maximum (left) to minimum (right).

1.) Plot each star at both maximum and minimum absolute magnitude (MV) along with the corresponding spectral class. For example, RT Aur will be plotted at (F4, -3.4) and again at (G1, -2.6).

2.) Draw a line connecting the two points.

3.) Identify the type of each variable star by the location of its position on the H-R diagram, and write it next to the star in the table below.

4.) Identify the main sequence, giant and supergiant branches and white dwarf branch on the diagram. Label the variable stars by the following letters: Cepheids – C, Miras – M, RR Lyraes – RR, Semiregular – SR.


Table I: Variable Stars

Star Type Distance
(parsecs)
Spectral
Classer
Absolute
Magnitude (MV)
RT Aur 480 F4 to G1 -3.4 to -2.6
Delta Cep 300 F5 to G1 -3.9 to -3.0
Rho Cas 3600 F8 to K0 -8.7 to -6.6
T Cas 1700 M6 to M9 -3.2 to +0.8
TU Cas 1100 F3 to F5 -3.3 to -2.0
UU Aur 560 C5 to C7 -0.9 to +1.3
Chi Cyg 106 S6 to S10 +0.0 to +8.2
X Cyg 680 F7 to G8 -3.3 to -2.3
T Cep 210 M5 to M8 -0.6 to +3.7
Y Oph 880 F8 to G3 -3.8 to -3.3
RS Boo 1300 A7 to F5 -0.9 to +0.2
VX Her 2100 A4 to F4 -1.7 to -0.4

* The absolute magnitudes were calculated from parallax measurements and apparent magnitude (Hp) measurements taken from The European Space Agency, et al., The Hipparcos and Tycho Catalogues (17 Vols.), Noordwijk, The Netherlands: ESA Publications Division, 1997. ISBN 92-9092-399-7 (Vols. 1-17).

After you have finished plotting and identifying the variable stars in Table 1, you will be provided with a plotted and labeled version. Compare your completed H-R diagram with the labeled H-R diagram. Answer the following questions and explain your reasoning.

1.) Are the Cepheid, RR Lyrae, Mira and Semiregular variable stars located on the diagram where you expected them to be? Are they on any of the branches? Do they occupy empty regions? Are they within the instability strips?

2.) Are the Cepheids, RR Lyraes, Miras and Semiregular types all grouped together within their separate regions of instability? If not, how is it determined what type of variable they are?


Multiple star system

To better visualize actual deviations from ideal observational measurement conditions, orbital displays of extra-Solar planetary systems retain their inclination angle from Earth's line of sight -- initially displayed without added rotation or tilt. The initial settings of orbit displays for multiple star systems are .

Multiple Star System
The two stars in the primary system (A1 and A2 Crucis) are separated by a distance of 4 arc seconds, giving the pair an orbital period of about 1,500 years, based on both their 430 AU (astronomical unit) separation, .

Multiple star system - Gravity bound system in which two or more stars orbit a common center of mass.

. A gravitationally bound system in which two or more stars orbit a common centre of mass.
N
Nadir. The point on the celestial sphere directly below the observer. The nadir is directly opposite the zenith.

consists of three or more stars that appear from Earth to be close to one another in the sky.

BD + 22 3782 is the dominant member of the cluster and likely the illuminating source for its nebulosity. The stars of NGC 6823 are estimated to be between 2 and 5 million years old and are divided into three segregations depending on their distance from the center.

Three or more stars linked by mutual gravity and revolving around a common centre of mass.
★ Nadir The point directly below the observer, opposite the zenith. Nadir is in the direction in which gravity pulls. (See nice image under Local Meridian).

s
Binary - Trinary - Quaternary - Septenary - Octonary .

s also exist but these are more complex than binary stars.
Improvements in telescopes can shift previously non-visual binaries into visual binaries, as happened with Polaris A in 2006.

s are fairly common, so they must be easily formed during the star formation process. In the last stages of protostellar collapse, the cloud out of which a solar system is forming can fragment into multiple pieces that are gravitationally bound together in orbits.

zeta UMa (called Mizar - from the arabian word for girdle) belongs to the most famous multiple stars in the sky. It's brightness is about 2.4 mag therefore under very good conditions it is possible for the naked eye to see the 4th mag.

s?
Japanese Company Plans Artificial Meteor Shower
cosmonaut, Featured, soviet space program, spaceflight, Valentina Tereshkova, Vostok 6, vostok program, Yuri Gagarin .

composed of Alpha-1 Crucis, a B class subgiant, and Alpha-2 Crucis, a B class dwarf. The two are separated by four arc seconds. Both stars are very hot, almost class O, and their respective luminosities are 25,000 and 16,000 times that of the Sun.

s have a way to form planets, despite their complicated dynamics. Given that we continue to find interesting planetary systems, our observations provide a glimpse of the mechanisms that enable such systems to form," Dr Bary said.

bound by mutual gravitation. Both stars will revolve about a common point. By using Keplerian math, we can determine the mass by studying this movement.

s (Check the study guide for this lesson)
You may be surprised to learn that single star systems, like our own Solar System, are in the minority. Most stars have a companion or two.

s.
Occasionally stars have more than one companion. The extra light from the other stars essentially "wash out" the depth of the eclipse, making it look more like a transit. In most cases, the tests described above can distinguish these cases.

From these smaller pieces of interstellar matter,

s or star clusters may form whose mutual gravitation makes them stable against dispersal for reasonably long periods of time.

If a white dwarf forms in a binary or

, it may experience a more eventful demise as a nova. Nova is Latin for "new" - novae were once thought to be new stars. Today, we understand that they are in fact, very old stars - white dwarfs.

s has several pages that clearly explain the types of binary systems. It has excellent diagrams. Part of an extensive online lecture course, Astronomy 162, Stars, Galaxies and Cosmology at the University of Tennessee.
Spectroscopic Binaries provides a clear description of these systems.

It was believed that gravitational disruptions in

The lowercase lettering style is drawn from the IAU-established rules for naming binary and

s. A primary star, which is brighter and typically bigger than its secondary or tertiary companion stars, is designated by a capitalized A. Its companions are labelled B and C, and so on.

containing at least 9 stars. This bright system is in the Northern Hemisphere, 45 degrees from Polaris (the northern pole star) it is in the constellation Auriga. The two brightest stars in Capella are a binary star system. They are both yellow (like our Sun) with masses 2.

This force pulls matter together to form stars, which either exist alone or are part of binary star or

s, or brown dwarfs, which are also known as failed stars.

Life-Supporting Environments---atmospheres, continents, oceans, climatic stability, stellar influences, planetary orbits (in single and

As far as comparing to other star *systems*--More than half of all stars are in binary or other

s, in which two or more stars orbit around each other in a single "system".

"Chandra observed 44i Bootis, a

about 42 light years from Earth in the constellation Bootes, with the High Energy Transmission Grating for 59,000 seconds on April 25, 2000.

Astronomers have long known that massive, bright stars, including stars like the sun, are most often found to be in

s. This fact led to the notion that most stars in the universe are multiples.

, composed of a large B-type blue giant and a more massive O-type main-sequence star. The Mintaka system constitutes an eclipsing binary variable star, where the eclipse of one star over the other creates a dip in brightness.

Names are assigned to individual stars rather than to entire

s. According to the Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 2 (November 2016), the name should be understood to be attributed to the brightest component by visual magnitude unless stated otherwise.

located in the constellation of Perseus. It is one of the first non-nova variable stars to be discovered and it is also colloquially known as the Demon Star.
Key Facts & Summary .

The observational evidence is that most stars are parts of

s, not single stars like our Sun. Formation of Binary Star Systems
The most common occurrence of stars appears to be as parts of binary (two-star) systems.

Roughly half of the time, the protostar will fragment or be gravitationally bound to other protostars, forming a binary or

-stars that are gravitationally bound and orbit each other. The rest of the time, the protostar collapses in isolation, as was the case for our Sun.

s? Do habitable zones exist in systems of two, three or more stars? Astronomers from New York University Abu Dhabi and the University of Washington show that it is indeed possible.

The Hipparcos survey more than doubled the number of known variable stars and discovered over 10,000 new binary or

s. It also led to the creation of the first accurate three-dimensional picture of the bright stars in our stellar neighbourhood.

Separation of high resolution spectra of the

UX Ari p. 1043
V. Aarum Ulvås and O. Engvold
EST CE QUE JE: .

The fraction of stars that are found in

s is actually a difficult measurement to make, but the fractions are likely higher than you might expect.

Astronomers believe that most star systems out there actually contain 2 or more stars - imagine seeing a sky with 4 suns. These binary and

s are a great target for new astronomers, and the dynamics of multiple stars keep astrophysicists busy too.

Primary body The body that is being orbited. E.g. the Sun is the primary of the orbits of the planets and comets. With respect to

s, it is the most massive star.
Primary mirror In a reflecting telescope, the mirror that collects the light and focuses it to the focal plane.

" In astronomy it's used to describe an object that suddenly shines much more brightly than it had before. Novae occur in

s in which a white dwarf, neutron star, or even black hole draws gases from the outer atmosphere of a companion star into an envelope of matter around itself.

Although we are used to thinking of stars coming as individuals because our own Sun appears to be a lone star, this is not always true. In fact, binary or

s are very common in the Galaxy surprisingly, they seem to be more plentiful than single stars such as the Sun.

Generally if they are free-floating, and not part of a binary or

, then they should be viewed as "star-like", at least in how they formed. At present the coolest such objects is also relatively close to us - WISE 0855-0714 is only 2.2 pc from the Sun.

The nearest star to our solar system, Alpha Centauri, is actually our nearest example of a

- it consists of three stars - two very similar to our Sun and one dim, small, red star - orbiting around one another.
SYSTÈME BINAIRE : Système de deux étoiles qui tournent l'une autour de l'autre.

with a spiral structure has been discovered by a global team of researchers. Recent observations from the Atacama Large Millimetre / submillimetre Array (ALMA) resulted in the discovery, lending support for evidence of disc fragmentation - a process leading to the formation of young binary and

These stars (the others are AE Aurigae and 53 Arietis) are all fleeing the area of Orion's belt at incredible speeds. Mu Columbae is travelling at 72 miles per second! Astronomers think these three stars were scattered from a common point by a supernova explosion in a

I had to adjust periodically to keep M3 centered for a good view in the eyepiece otherwise M3 moved across the field of view. Polaris

stationary. M3 is a globular cluster some 33,900 light-years distance from Earth.

be due to variations in the star's actual luminosity, or to variations in the amount of the star's light that is blocked from reaching Earth.
binary stars - two stars in close proximity which orbit around their common centre of mass. In fact, the majority of stars are part of binary, triplet or


Variable and Multiple Stars in Hipparcos - Astronomy

We cross-correlate the Herbig & Bell and Hipparcos Catalogues in order to extract the results for young stellar objects (YSOs). We compare the distances of individual young stars and the distance of their presumably associated molecular clouds, taking into account post-Hipparcos distances to the relevant associations and using Hipparcos intermediate astrometric data to derive new parallaxes of the pre-main sequence stars based on their grouping. We confirm that YSOs are located in their associated clouds, as anticipated by a large body of work, and discuss reasons which make the individual parallaxes of some YSOs doubtful. We find in particular that the distance of Taurus YSOs as a group is entirely consistent with the molecular cloud distance, although Hipparcos distances of some faint Taurus-Auriga stars must be viewed with caution. We then improve some of the solutions for the binary and multiple pre-main sequence stars. In particular, we confirm three new astrometric young binaries discovered by Hipparcos: RY Tau , UX Ori , and IX Oph . Based on observations made with the ESA Hipparcos astrometry satellite


Chi Cygni – a Mira variable star located in the Cygnus constellation

Chi Cygni is a S-Type Star type star. It is a Mira variable star located in the Cygnus constellation. It is around 500 light-years away. The constellation stands high overhead at nightfall. The annual parallax of the has been calculated at 5.53 mas in the new reduction of Hipparcos satellite data, which corresponds to a distance of 590 light-years. The parallax is only about a quarter of the angular diameter of the star. The statistical margin of error is about 20%. Chi Cygni also shows significant hotspots near the minimum radius.

Chi Cygni is in the final stages of life. It is much larger and cooler than the sun, so large that it is thousands of times more luminous despite the low temperature. It is 737 times larger than the Sun. It’s burned through the hydrogen in its core to make helium. It pulsates, with both the radius and temperature varying over approximately 409 days. It is an asymptotic giant branch star, a very cool and luminous red giant nearing the end of its life. Now, it’s burning hydrogen and helium in shells around the core. The temperature varies from about 2,400 K to about 2,700 K and the radius varies from about 350 R☉ to 480 R☉.

At its biggest, the star is almost 350 million miles wider than at its smallest. It was discovered to be a variable star in 1686 and its apparent visual magnitude varies from as bright as 3.3 to as faint as 14.2. And at visible wavelengths, it can get more than ten thousand times brighter. It is a luminous and variable red giant on the asymptotic giant branch (AGB). As it contracts and gets hotter, though, it produces mainly visible light. This means it has exhausted its core helium but is not massive enough to start burning heavier elements and is currently fusing hydrogen and helium in concentric shells. So at its peak, the star is just visible to the unaided eye.

The astronomer Gottfried Kirch discovered the variability of Chi Cygni in 1686. While researching that area of the sky for observations of Nova Vulpeculae, he noted that the star marked as χ in Bayer’s Uranometria atlas was missing. He continued to monitor the area and on October 19, 1686, he recorded it at 5th magnitude.

Chi Cygni shows one of the largest variations in the apparent magnitude of any pulsating variable star. Chi Cygni’s overall brightness doesn’t vary nearly as much, though. The observed extremes are 3.3 and 14.2 respectively, a variation of more than 10,000-fold in brightness. At its biggest, the star emits mostly infrared energy, which isn’t visible to the human eye. The mean maximum brightness is about magnitude 4.8, and the mean minimum is around magnitude 13.4.