R Coronae Borealis
R Coronae Borealis est une étoile supergéante jaune de faible masse particulière de la constellation de la Couronne boréale. Elle est le prototype du type rare d'étoiles variables R CrB, dont la luminosité chute de plusieurs magnitudes à intervalles irréguliers. R Coronae Borealis elle-même brille normalement avec une magnitude d'environ 6, tout juste visible à l'œil nu, mais à des intervalles allant de quelques mois à plusieurs années, elle s'affaiblit jusqu'à atteindre parfois la 15ème magnitude. Lors des mois suivants, elle revient graduellement à sa luminosité normale, lui donnant le surnom "nova réversible".

Nomenclature 
R Coronae Borealis est une étoile faiblement visible à l'oeil nu, mais elle ne possède aucun nom traditionnel. Bayer ne lui attribua pas de désignation en lettre grecque bien qu'il l'indiqua sur sa carte. Flamsteed numérota toutes les étoiles de Bayer mais ne rajouta aucune designation supplémentaire pour les étoiles plus faibles, et donc R Coronae Borealis n'apparaît dans aucun de ces deux catalogues.

Lors de sa découverte, elle fut décrite simplement comme "la variable de la Couronne boréale". Elle fut ensuite appelée Variabilis Coronae, "(Etoile) Variable de Coronae (Borealis)". Elle a également été appelée "nova réversible" à cause de sa faculté de devenir invisible.

La désignation d'étoile variable R Coronae Borealis fut introduite, comme "Coronae R", par Friedrich Wilhelm Argelander en 1950.

Variabilité 

La variabilité de R Coronae Borealis fut découverte par l'astronome anglais Edward Pigott en 1795. En 1935, ce fut la première étoile pour laquelle on montra qu'elle avait une composition chimique différente de celle du Soleil par analyse spectrale.

R Coronae Borealis est le prototype des étoiles variables de type R Coronae Borealis. Elle est l'une des deux seules variables de type R Coronae Borealis assez lumineuses pour être visibles à l’œil nu, avec RY Sagittarii. La plupart du temps, elle montre des variations de l'ordre d'un dixième de magnitude sur des périodes mal définies de 40 et de 51 jours. Elles correspondent aux premier harmonique et au fondamental des modes de pulsation radiale d'une étoile à hélium extrême légèrement en dessous de .

À des intervalles irréguliers allant de quelques années à des décennies, R Coronae Borealis perd sa luminosité normale voisine de la 6ème magnitude sur une période allant de quelques mois à parfois quelques années. Il n'y a pas de minimum fixe, mais l'étoile peut devenir plus faible que la 15ème magnitude dans le domaine visible. L'affaiblissement est moins prononcé aux longueurs d'onde plus élevées. Typiquement l'étoile commence à revenir à sa brillance maximale presque immédiatement après son minimum, bien qu'occasionnellement ce retour puisse être interrompu par un autre affaiblissement. La cause de ce comportement est attribuée à une accumulation régulière de poussière de carbone dans l'atmosphère de l'étoile. La soudaine chute de luminosité pourrait être causée par une condensation rapide d'une poussière riche en carbone similaire à de la suie, conduisant au blocage d'une grande proportion de la lumière de l'étoile. Le retour graduel de la luminosité normale résulte de la dispersion de la poussière par la pression de radiation.

En , R Coronae Borealis commença à s'affaiblir jusqu'à un minimum sans précédent. Elle tomba à la 14ème magnitude en 33 jours, puis continua à décroître lentement, chutant en dessous de la 15ème magnitude en . Elle commença ensuite une remontée également lente, n'atteignant pas la 12ème magnitude avant fin 2011. Ce fut un minimum inhabituellement profond et exceptionnellement long, plus long même que le minimum profond de cinq ans de 1962-7. Cependant, R Coronae Borealis s'affaiblit de nouveau presque jusqu'à la 15ème magnitude et en  elle était en dessous de la 10ème magnitude depuis 7 ans. Fin 2014, R Coronae Borealis brilla rapidement jusqu'à la 7ème magnitude mais commença ensuite à s'affaiblir de nouveau. Mi 2017, elle était restée en dessous de sa luminosité "normale" depuis 10 ans. Elle atteint aussi un nouveau record de faiblesse avec une magnitude de 15,2.

Spectre 
R Coronae Borealis à son maximum de luminosité montre clairement le spectre d'une supergéante jaune de type F tardif ou G précoce, mais avec des particularités marquées. Les raies de l'hydrogène sont faibles ou absentes, tandis que les raies du carbone et les bandes moléculaires du cyanogène (CN) et de C2 sont exceptionnellement fortes. Les raies de l'hélium et de métaux comme le calcium sont aussi présentes comme attendu.

Le spectre est variable, plus particulièrement lors des périodes de faible luminosité. Le spectre d'absorption normal est remplacé par des raies en émission, en particulier HeI, CaII, NaI, et d'autres métaux. Les raies sont typiquement très étroites dans ce stade. Les raies d'émission de l'hélium montrent parfois des profils P Cygni. Lors des minima profonds, beaucoup des raies métalliques disparaissent bien que le doublet Ca reste fort. Les raies interdites "nébulaires" de [OI], [OII], et [NII] peuvent être parfois détectées.

Au maximum, le spectre indique que l'hydrogène dans R Coronae Borealis est fortement réduit, l'hélium est l'élément dominant et le carbone est fortement enrichi. Au minimum, le spectre montre le développement de nuages de carbone qui obscurcissent la photosphère, laissant parfois les raies chromosphériques visibles.

Propriétés 

R Coronae Borealis possède environ 90 % d'hélium et moins de 1 % hydrogène. Le reste est majoritairement du carbone. Cela la définit comme une étoile à hélium extrême enrichie en carbone.

La modélisation des pulsations suggère que la masse de R Coronae Borealis vaut . La température au maximum est raisonnablement bien connue à 6900 K et décroît lors des affaiblissements lorsque la photosphère est obscurcie par la poussière qui condense.

La distance de R Coronae Borealis n'est pas connue exactement, mais est estimée à 1,4 kiloparsecs à partir d'hypothèses faites sur sa luminosité intrinsèque. La magnitude absolue de -5 est calculée par comparaison avec les variables R CrB du Grand Nuage de Magellan dont les distances sont connues assez précisément. La luminosité est estimée à partir de modèles d'étoiles à hélium à  et elle a un rayon d'environ . La parallaxe de Gaia Data Release 1 fournit également une distance de 1,4 kpc, bien qu'il y ait une importante marge d'erreur.

Il existe une étoile faible à 3" de R Coronae Borealis, mais on pense qu'il s'agit d'une naine de type K distante. Sa couleur et sa magnitude apparente ne sont pas compatibles avec le fait d'être à la même distance que R Coronae Borealis.

Formation 
Il existe deux modèles principaux pour expliquer la formation des étoiles R CrB : la fusion de deux naines blanches ; ou un flash de l'hélium très tardif dans une étoile post-AGB. Les modèles des étoiles post-AGB prévoient qu'une étoile ayant l'apparence de R CrB devrait avoir une masse autour de , et on pense donc qu'elle pourrait avoir été formée par la fusion d'une naine blanche carbone-oxygène et d'une naine blanche à hélium. La détection d'une quantité significative de lithium dans l'atmosphère n'est pas facilement expliquée par le modèle de fusion, mais elle est la conséquence naturelle d'un flash de l'hélium tardif. Les modèles d'évolution des étoiles post-AGB donnent une masse de  pour R CrB, mais avec une marge considérable d'erreur.

Matériau circumstellaire 
L'imagerie directe avec le télescope spatial Hubble montre des nuages étendus de poussière jusqu'à un rayon d'environ 2000 unités astronomiques de R Coronae Borealis, correspondant à un courant de fine poussière (composée de grains de 5 nm de diamètre) associé au vent stellaire de l'étoile et de poussière plus grossière (composée de grains de diamètre environ 0,14 µm) éjectés périodiquement. L'obscurcissement semble survenir plus près de l'étoile car les nuages de carbone condensent au niveau des régions de choc dans un front en expansion. Des "bouffées" de poussière émises par l'étoile condensent à environ  de la surface, et sont visibles comme des nœuds cométaires quand il se situent à côté de l'étoile. Il y a également une coquille de  large d'environ 4 pc contenant de la poussière à 25 K, qui pourrait être une nébuleuse planétaire fossile.

Références

Liens externes 
 AAVSO Variable Star of the Season, January 2000
 

Constellation de la Couronne boréale
Étoile de type spectral GI
Étoile variable de type R Coronae Borealis
141527
077442
5880
Objet du Bonner Durchmusterung
R Coronae Borealis est une étoile supergéante jaune de faible masse particulière de la constellation de la Couronne boréale . Elle est le prototype de le type rare d' étoiles variables R CrB , dont la luminosité chute de plusieurs magnitudes à intervalles irréguliers . R Coronae Borealis elle-même brille normalement avec une magnitude d' environ tout juste visible à l' œil nu , mais à de les intervalles allant de quelques mois à plusieurs années , elle s' affaiblit jusqu' à atteindre parfois lame magnitude . Lors de les mois suivants , elle revient graduellement à sa luminosité normale , lui donnant le surnom " nova réversible " . Nomenclature R Coronae Borealis est une étoile faiblement visible à l' oeil nu , mais elle ne possède aucun nom traditionnel . Bayer ne lui attribua pas de désignation en lettre grecque bien qu' il l' indiqua sur sa carte . Flamsteed numérota toutes les étoiles de Bayer mais ne rajouta aucune designation supplémentaire pour les étoiles plus faibles , et donc R Coronae Borealis n' apparaît dans aucun de ces deux catalogues . Lors de sa découverte , elle fut décrite simplement comme " la variable de la Couronne boréale " . Elle fut ensuite appelée Variabilis Coronae , " ( Etoile ) Variable de Coronae ( Borealis ) " . Elle a également été appelée " nova réversible " à cause de sa faculté de devenir invisible . La désignation d' étoile variable R Coronae Borealis fut introduite , comme " Coronae R " , par Friedrich Wilhelm Argelander en Variabilité La variabilité de R Coronae Borealis fut découverte par l' astronome anglais Edward Pigott en En ce fut la première étoile pour laquelle on montra qu' elle avait une composition chimique différente de celle de le Soleil par analyse spectrale . R Coronae Borealis est le prototype de les étoiles variables de type R Coronae Borealis . Elle est l' une de les deux seules variables de type R Coronae Borealis assez lumineuses pour être visibles à l’ œil nu , avec RY Sagittarii . La plupart de le temps , elle montre de les variations de l' ordre d' un dixième de magnitude sur de les périodes mal définies deet dejours . Elles correspondent à les premier harmonique et à le fondamental de les modes de pulsation radiale d' une étoile à hélium extrême légèrement en dessous de \ . À de les intervalles irréguliers allant de quelques années à de les décennies , R Coronae Borealis perd sa luminosité normale voisine de lame magnitude sur une période allant de quelques mois à parfois quelques années . Il n' y a pas de minimum fixe , mais l' étoile peut devenir plus faible que lame magnitude dans le domaine visible . L' affaiblissement est moins prononcé à les longueurs d' onde plus élevées . Typiquement l' étoile commence à revenir à sa brillance maximale presque immédiatement après son minimum , bien qu' occasionnellement ce retour puisse être interrompu par un autre affaiblissement . La cause de ce comportement est attribuée à une accumulation régulière de poussière de carbone dans l' atmosphère de l' étoile . La soudaine chute de luminosité pourrait être causée par une condensation rapide d' une poussière riche en carbone similaire à de la suie , conduisant à le blocage d' une grande proportion de la lumière de l' étoile . Le retour graduel de la luminosité normale résulte de la dispersion de la poussière par la pression de radiation . En , R Coronae Borealis commença à s' affaiblir jusqu' à un minimum sans précédent . Elle tomba à lame magnitude enjours , puis continua à décroître lentement , chutant en dessous de lame magnitude en \ . Elle commença ensuite une remontée également lente , n' atteignant pas lame magnitude avant fin Ce fut un minimum inhabituellement profond et exceptionnellement long , plus long même que le minimum profond de cinq ans de Cependant , R Coronae Borealis s' affaiblit de nouveau presque jusqu' à lame magnitude et en elle était en dessous de lame magnitude depuisans . Fin R Coronae Borealis brilla rapidement jusqu' à lame magnitude mais commença ensuite à s' affaiblir de nouveau . Mi elle était restée en dessous de sa luminosité " normale " depuisans . Elle atteint aussi un nouveau record de faiblesse avec une magnitude de2 . Spectre R Coronae Borealis à son maximum de luminosité montre clairement le spectre d' une supergéante jaune de type F tardif ou G précoce , mais avec de les particularités marquées . Les raies de l' hydrogène sont faibles ou absentes , tandis que les raies de le carbone et les bandes moléculaires de le cyanogène ( CN ) et de C2 sont exceptionnellement fortes . Les raies de l' hélium et de métaux comme le calcium sont aussi présentes comme attendu . Le spectre est variable , plus particulièrement lors de les périodes de faible luminosité . Le spectre d' absorption normal est remplacé par de les raies en émission , en particulier HeI , CaII , NaI , et d' autres métaux . Les raies sont typiquement très étroites dans ce stade . Les raies d' émission de l' hélium montrent parfois de les profils P Cygni . Lors de les minima profonds , beaucoup de les raies métalliques disparaissent bien que le doublet Ca reste fort . Les raies interdites " nébulaires " de [ OI ] , [ OII ] , et [ NII ] peuvent être parfois détectées . À le maximum , le spectre indique que l' hydrogène dans R Coronae Borealis est fortement réduit , l' hélium est l' élément dominant et le carbone est fortement enrichi . À le minimum , le spectre montre le développement de nuages de carbone qui obscurcissent la photosphère , laissant parfois les raies chromosphériques visibles . Propriétés R Coronae Borealis possède environ % d' hélium et moins de % hydrogène . Le reste est majoritairement de le carbone . Cela la définit comme une étoile à hélium extrême enrichie en carbone . La modélisation de les pulsations suggère que la masse de R Coronae Borealis vaut \ . La température à le maximum est raisonnablement bien connue àK et décroît lors de les affaiblissements lorsque la photosphère est obscurcie par la poussière qui condense . La distance de R Coronae Borealis n' est pas connue exactement , mais est estimée à4 kiloparsecs à partir d' hypothèses faites sur sa luminosité intrinsèque . La magnitude absolue deest calculée par comparaison avec les variables R CrB de le Grand Nuage de Magellan dont les distances sont connues assez précisément . La luminosité est estimée à partir de modèles d' étoiles à hélium à et elle a un rayon d' environ \ . La parallaxe de Gaia Data Releasefournit également une distance de4 kpc , bien qu' il y ait une importante marge d' erreur . Il existe une étoile faible à de R Coronae Borealis , mais on pense qu' il s' agit d' une naine de type K distante . Sa couleur et sa magnitude apparente ne sont pas compatibles avec le fait d' être à la même distance que R Coronae Borealis . Formation Il existe deux modèles principaux pour expliquer la formation de les étoiles R CrB \ : la fusion de deux naines blanches ; ou un flash de l' hélium très tardif dans une étoile post-AGB . Les modèles de les étoiles post-AGB prévoient qu' une étoile ayant l' apparence de R CrB devrait avoir une masse autour de , et on pense donc qu' elle pourrait avoir été formée par la fusion d' une naine blanche carbone-oxygène et d' une naine blanche à hélium . La détection d' une quantité significative de lithium dans l' atmosphère n' est pas facilement expliquée par le modèle de fusion , mais elle est la conséquence naturelle d' un flash de l' hélium tardif . Les modèles d' évolution de les étoiles post-AGB donnent une masse de pour R CrB , mais avec une marge considérable d' erreur . Matériau circumstellaire L' imagerie directe avec le télescope spatial Hubble montre de les nuages étendus de poussière jusqu' à un rayon d' environunités astronomiques de R Coronae Borealis , correspondant à un courant de fine poussière ( composée de grains denm de diamètre ) associé à le vent stellaire de l' étoile et de poussière plus grossière ( composée de grains de diamètre environ14 µm ) éjectés périodiquement . L' obscurcissement semble survenir plus près de l' étoile car les nuages de carbone condensent à le niveau de les régions de choc dans un front en expansion . De les " bouffées " de poussière émises par l' étoile condensent à environ de la surface , et sont visibles comme de les nœuds cométaires quand il se situent à côté de l' étoile . Il y a également une coquille de large d' environpc contenant de la poussière àK , qui pourrait être une nébuleuse planétaire fossile . Références Liens externes AAVSO Variable Star of the Season , January Constellation de la Couronne boréale Étoile de type spectral GI Étoile variable de type R Coronae Borealis 141527 077442 5880 Objet de le Bonner Durchmusterung