Étoile Ap à oscillations rapides

Les étoiles Ap à oscillations rapides (étoiles roAp) constituent une sous-classe d'étoile Ap qui montrent des variations rapides photométriques ou de vitesse radiale sur de courtes périodes. Les périodes connues sont ainsi comprises entre 5 et 23 minutes. Ce sont des étoiles de la séquence principale qui résident dans la bande d'instabilité des étoiles de type δ Scuti.

Découverte

La première étoile roAp découverte fut HD 101065 (plus souvent appelée l'étoile de Przybylski). Ses oscillations furent mises en évidence par Donald Kurtz (en) en utilisant le télescope de 510 mm à l'Observatoire astronomique sud-africain. Il aperçut des variations de 10 à 20-millimagnitudes dans la courbe de lumière de l'étoile avec une période de 12,15 minutes.

Classification

Les étoiles roAp sont parfois désignées comme les variables de type α² Canum Venaticorum à oscillations rapides. Les étoiles roAp ainsi que certaines variables de type α² CVn occupent la bande d'instabilité des étoiles de type δ Scuti et ce sont des étoiles chimiquement particulières ; cependant les étoiles roAp se distinguent par leurs périodes très courtes de moins d'une heure.

Oscillations

Les étoiles roAp oscillent selon des modes de pression non radiaux, à hautes harmoniques et à bas degrés. Le modèle couramment utilisé pour expliquer le comportement de ces pulsations est le modèle du pulsateur oblique (oblique pulsator model). Dans ce modèle l'axe de pulsation est aligné avec celui du champ magnétique de l'étoile, ce qui peut conduire à la modulation de l'amplitude de la pulsation, qui dépend de l'orientation de l'axe par rapport à la ligne de visée, étant donné qu'elle varie avec la rotation. Ce lien apparent entre l'axe du champ magnétique et l'axe de pulsation donne ainsi un indice quant à la nature du mécanisme dirigeant ces pulsations. Étant donné que les étoiles roAp semblent occuper la fin de la séquence principale au sein de la bande d'instabilité des étoiles de type δ Scuti, il a été suggéré que le mécanisme qui dirigent leurs variations pourrait être similaire, c'est-à-dire le mécanisme d'opacité opérant dans la zone d'ionisation de l'hydrogène. Il n'existe pas de modèle standard de pulsation tel qu'il génère les oscillations du type roAp en utilisant le mécanisme d'opacité. Puisque le champ magnétique apparaît être important parmi ces étoiles, les recherches l'ont pris en compte afin d'en dériver des modèles de pulsation non standards. Il a été ainsi proposé que ces modes sont dirigés par la suppression de la convection en raison du fort champ magnétique près des pôles magnétiques de ces étoiles, ce qui expliquerait l'alignement de l'axe de pulsation avec celui du champ magnétique. Une bande d'instabilité correspondant aux étoiles roAp a été calculée, ce qui correspondait bien avec la position des étoiles roAp découvertes jusque là sur le diagramme de Hertzsprung–Russell, mais elle prédisait également l'existence de pulsateurs à période plus longue parmi les étoiles roAp plus évoluées. De tels pulsateurs ont été découverts, notamment HD 177765, qui possède la période de pulsation la plus longue parmi les étoiles roAp, avec 23,6 minutes.

La plupart des étoiles roAp ont été découvertes par de petits télescopes afin d'observer les faibles changements en amplitude provoqués par la pulsation de l'étoile. Cependant, il est également possible d'observer de telles pulsations en mesurant les variations de la vitesse radiale de quelques raies qui y sont sensibles, comme celles du néodyme ou du praséodyme. Certaines raies ne semblent pas pulser, notamment celles du fer. On pense que les pulsations sont de la plus haute amplitude dans la partie haute de l'atmosphère de ces étoiles, où la densité est plus faible. Ainsi, les raies spectrales qui sont formées par les éléments qui sont transportés radiativement haut dans l'atmosphère sont plus susceptibles d'être les plus sensibles à la mesure de la pulsation, alors que l'on ne s'attend pas à ce que les raies d'éléments tels que le fer, qui a tendance à se déposer par gravité, montrent des variations de vitesse radiales.

Liste d'étoiles roAp identifiés

Dés.	Dés. (HD)	Magnitude (bande V)	Type spectral	Période (minutes)
	HD 177765	9,1	Ap	23,6
AP Scl	HD 6532	8,45	Ap SrEuCr	7,1
BW Cet	HD 9289	9,38	Ap SrCr	10,5
BN Cet	HD 12098	8,07	F0	7,61
	HD 12932	10,25	Ap SrEuCr	11,6
BT Hyi	HD 19918	9,34	Ap SrEuCr	14,5
DO Eri	HD 24712	6,00	Ap SrEu(Cr)	6,2
UV Lep	HD 42659	6,77	Ap SrCrEu	9,7
	HD 60435	8,89	Ap Sr(Eu)	9,7
LX Hya	HD 80316	7,78	Ap Sr(Eu)	11,4–23,5
IM Vel	HD 83368	6,17	Ap SrEuCr	11,6
AI Ant	HD 84041	9,33	Ap SrEuCr	15,0
	HD 86181	9,32	Ap Sr	6,2
	HD 99563	8,16	F0	10,7
Étoile de Przybylski	HD 101065	7,99	controversé	12,1
	HD 116114	7,02	Ap	21,3
LZ Hya	HD 119027	10,02	Ap SrEu(Cr)	8,7
PP Vir	HD 122970	8,31	inconnu	11,1
α Cir	HD 128898	3,20	Ap SrEu(Cr)	6,8
HI Lib	HD 134214	7,46	Ap SrEu(Cr)	5,6
β CrB	HD 137909	3,68	F0p	16,2
GZ Lib	HD 137949	6,67	Ap SrEuCr	8,3
	HD 150562	9,82	A/F(p Eu)	10,8
	HD 154708	8,76	Ap	8,0
	HD 161459	10,33	Ap EuSrCr	12,0
	HD 166473	7,92	Ap SrEuCr	8,8
10 Aql	HD 176232	5,89	F0p SrEu	11,6
	HD 185256	9,94	Ap Sr(EuCr)	10,2
CK Oct	HD 190290	9,91	Ap EuSr	7,3
QR Tel	HD 193756	9,20	Ap SrCrEu	13,0
AW Cap	HD 196470	9,72	Ap SrEu(Cr)	10,8
γ Eql	HD 201601	4,68	F0p	12,4
BI Mic	HD 203932	8,82	Ap SrEu	5,9
MM Aqr	HD 213637	9,61	A(p EuSrCr)	11,5
BP Gru	HD 217522	7,53	Ap (Si)Cr	13,9
CN Tuc	HD 218495	9,36	Ap EuSr	7,4

Notes et références

• (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Rapidly oscillating Ap star » (voir la liste des auteurs).