RT Trianguli Australis

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RT Trianguli Australis
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de RT Trianguli Australis, tracée à partir des données du satellite TESS[1]
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 16h 34m 30,89200s[2]
Déclinaison −63° 08′ 00,8146″[2]
Constellation Triangle austral
Magnitude apparente 9,43 à 10,18[3]

Localisation dans la constellation : Triangle austral

(Voir situation dans la constellation : Triangle austral)
Caractéristiques
Type spectral F8:(R)-G2I-II[3]
Variabilité BL Her[3]
Astrométrie
Vitesse radiale −7,25 ± 6,76 km/s[4]
Mouvement propre μα = −3,693 mas/a[2]
μδ = −11,541 mas/a[2]
Parallaxe 1,016 2 ± 0,016 2 mas[2]
Distance 984 ± 16 pc (∼3 210 al)[5]
Caractéristiques physiques
Masse 0,48 M☉[6]
Rayon 9,4 R☉[6]
Luminosité 138 à 200 L☉[7]
Température 5 200 à 6 500 K[7]
Métallicité = +0,40[8]

Désignations

RT TrA, AAVSO 1625-62 HIP 81157, CPD-62 5377, 2MASS J16343089-6308009, TIC 324935946[5]

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RT Trianguli Australis (en abrégé RT TrA) est une étoile variable de la constellation du Triangle austral. C'est une étoile variable de type BL Herculis, un groupe de céphéides de type II à courte période. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, elle est distante d'environ 984 pc (∼3 210 al) de la Terre[2].

Variabilité

La magnitude apparente de RT Trianguli Australis varie entre 9,43 et 10,18 selon une période de 1,95 jour[3]. Sa variabilité est découverte par Annie Jump Cannon en 1910, et elle était initialement classée comme une variable de type RR Lyrae. En 1957, Cuno Hoffmeister place cette étoile ainsi que V553 Centauri dans un sous-groupe de variables dont le prototype est RW Aurigae[9]. Plus tard, il est devenu évident que la variabilité de RT TrA n'était pas la même que celle de RW Aur, mais plutôt qu'elle était membre d'un groupe d'étoiles situées dans la bande d'instabilité, un peu au-dessus de la branche horizontale du diagramme H-R[10]. Ces étoiles ont ensuite été nommées d'après BL Herculis, qui était alors le membre le plus brillant connu de ce groupe[11]. Les étoiles de type BL Her ont des périodes inférieures à huit jours[3], et tout comme les autres variables de type BL Her, la courbe de lumière de RT TrA présente une bosse, en l'occurrence sur la branche descendante. Sa courbe de lumière est également légèrement asymétrique, le minimum se produisant en phase 0,6[7].

Propriétés

RT Trianguli Australis est une étoile géante froide dont le rayon est 9,4 fois plus grand que le rayon solaire, mais sa classe de luminosité frôle périodiquement celle d'une supergéante. Durant ses pulsations, sa température effective varie entre 5 200 et 6 500 K et sa luminosité entre 138 et 200 L☉. Ses propriétés physiques la placent dans la bande d'instabilité du diagramme H-R[7].

Étoile carbonée

RT Trianguli Australis est une variable céphéide inhabituellement riche en carbone. Contrairement aux véritables étoiles carbonées, elle ne montre cependant pas d'enrichissement en éléments issus du processus s. Elle présente des abondances de surfaces élevées en carbone, en azote, en fer et de quelques métaux légers, mais pas en oxygène. On pense que ces abondances inhabituelles sont le résultat de la convection des produits issus de la réaction triple alpha vers la surface de l'étoile, et on s'attend ainsi à ce qu'elle présente une proportion élevée en hélium. La plupart des autres étoiles de type BL Her ne montrent pas le même excès de carbone en surface. Les abondances élémentaires de RT TrA sont comparables à celles des étoiles de type R, plus froides[8].

Notes et références

  1. ↑ (en) « MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes », Space Telescope Science Institute (consulté le )
  2. ↑ a b c d e et f (en) A. Vallenari et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3 : Summary of the content and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 674,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211). Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
  3. ↑ a b c d et e (en) N. N. Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80-88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne, consulté le )
  4. ↑ (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.
  5. ↑ a et b (en) V* RT TrA -- Type II Cepheid Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  6. ↑ a et b (en) Jørgen Otzen Petersen, « Bump Masses and Radii of Bl-Herculis Variables », Space Science Reviews, vol. 27, nos 3–4,‎ , p. 495 (DOI 10.1007/BF00168341, Bibcode 1980SSRv...27..495P)
  7. ↑ a b c et d (en) J. Bergeat, A. Knapik et B. Rutily, « Carbon-rich giants in the HR diagram and their luminosity function », Astronomy & Astrophysics, vol. 390, no 3,‎ , p. 967 (DOI 10.1051/0004-6361:20020525 Accès libre, Bibcode 2002A&A...390..967B)
  8. ↑ a et b (en) George Wallerstein, Sean Matt et Guillermo Gonzalez, « The Carbon Cepheid RT Trianguli Australis: Additional Evidence of Triple-α and CNO Cycling », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 311, no 2,‎ , p. 414–22 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2000.03064.x Accès libre, Bibcode 2000MNRAS.311..414W)
  9. ↑ (en) Cuno Hoffmeister, « On Two Abnormal Stars of Delta Cephei Type », The Astrophysical Journal, vol. 125,‎ , p. 824 (DOI 10.1086/146358 Accès libre, Bibcode 1957ApJ...125..824H)
  10. ↑ (en) D. S. King, A. N. Cox et S. W. Hodson, « Linear and nonlinear studies of BL Herculis variables », The Astrophysical Journal, vol. 244,‎ , p. 242 (DOI 10.1086/158701 Accès libre, Bibcode 1981ApJ...244..242K)
  11. ↑ (en) H. A. Smith et al., « Strömgren photometry of field BL Herculis stars. I. BL Herculis and XX Virginis », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 90,‎ , p. 422 (DOI 10.1086/130351 Accès libre, Bibcode 1978PASP...90..422S)

Liens externes

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