V509 Cassiopée - V509 Cassiopeiae
| Données d'observation Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
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|---|---|
| Constellation | Cassiopée |
| Ascension droite | 23 h 00 m 05,1 s |
| Déclinaison | + 56 ° 56 ′ 43 ″ |
| Magnitude apparente (V) | +4,6 - +6,1 |
| Caractéristiques | |
| Type spectral | G0Ia0 (K5Ia0 - A6Ia + ) |
| Indice de couleur U − B | +1,33 |
| Indice de couleur B − V | +1,0 - +1,7 |
| Type de variable | SRd |
| Astrométrie | |
| Vitesse radiale (R v ) | −50,20 km / s |
| Mouvement correct (μ) | RA: -2,787 mas / an Déc .: -2,054 mas / an |
| Parallaxe (π) | 0,2078 ± 0,0899 mas |
| Distance | 4810 ± 430 pièces |
| Magnitude absolue (M V ) | −8,6 (variable) |
| Des détails | |
| Masse | 11 M ☉ |
| Rayon | 390-910 R ☉ |
| Luminosité | 269 000 (180 000 à 400 000 ) L ☉ |
| Température | 4 000 à 8 000 K |
| Métallicité [Fe / H] | 0,0 dex |
| Autres désignations | |
| Références de base de données | |
| SIMBAD | Les données |
V509 Cassiopeiae ( V509 Cas ou HR 8752 ) est l'une des deux étoiles jaunes hypergéantes trouvées dans la constellation de Cassiopée , qui contient également Rho Cassiopeiae .
HR 8752 est à environ 15 700 années-lumière de la Terre. Il a une magnitude apparente qui a varié de moins de +6 dans les temps historiques à un pic de +4,6 et maintenant autour de +5,3 et est classé comme une étoile variable semi - régulière de type SRd. Il subit une forte perte de masse dans le cadre de son évolution rapide et a récemment traversé à mi-chemin le vide évolutif jaune en s'éjectant autour d'une masse solaire de matière en 20 ans.
Un compagnon de séquence principale chaud (B1V) a été décrit en 1978 sur la base d'un excès de couleur dans l'ultraviolet.
Observations
Luminosité
HR 8752 est une étoile à l'œil nu mais elle n'a pas de désignation Bayer ou Flamsteed , et n'est pas enregistrée dans d'autres catalogues avant le 19ème siècle. Lorsqu'il a été enregistré pour la première fois dans le catalogue de l' observatoire Radcliffe en 1840, il était de 6ème magnitude, et on suppose qu'il était de 6ème magnitude ou plus faible auparavant. L'étoile est légèrement variable sur une échelle de temps d'environ un an, mais la luminosité moyenne a augmenté régulièrement, atteignant une magnitude de 5,0 dans les années 1950.
La luminosité a atteint une magnitude de 4,75 en 1973, mais le début exact de cet événement n'a pas été bien observé. Depuis, l'étoile a été étudiée de plus près. Il a culminé à la magnitude 4,6 en 1976, puis est tombé rapidement à la magnitude 4,9 en 1979, puis a oscillé entre les magnitudes 4,75 et 4,85 pour la décennie suivante. Depuis lors, la luminosité a généralement diminué, avec des variations quelque peu irrégulières de moins d'un dixième de grandeur, jusqu'à une magnitude de 5,3 en 2000 et peut s'être stabilisée à ce niveau.
Il existe des enregistrements historiques possibles de nouvelles étoiles à Cassiopée qui pourraient correspondre à des explosions antérieures de HR 8752, mais l'association est hautement spéculative.
Spectre
Les types spectraux et les comparaisons de couleurs pour le HR 8752 sont régulièrement effectués depuis plus d'un siècle. L'étoile a été reconnue comme quelque peu inhabituelle et probablement très lumineuse, mais pas variable. Il a en fait été proposé comme étalon spectral pour le type G0Ia.
La couleur de l'étoile telle que mesurée par la différence entre les magnitudes bleue et visuelle (B − V) peut avoir légèrement diminué, passant d'environ 1,2 en 1900 à 0,8 dans les années 1960. Les mesures à différentes époques ne sont pas toujours étalonnées sur les mêmes bandes spectrales, et les valeurs doivent être dé-rougies pour tenir compte de l' extinction interstellaire , mais le petit changement correspond aux enregistrements du spectre et sont considérés comme réels. La couleur a ensuite rougi considérablement à une valeur B − V allant jusqu'à 1,6 magnitudes en 1973, a chuté rapidement à 0,02 en 2000 et est restée à peu près constante depuis lors. Les observations détaillées disponibles depuis 1960 montrent également des variations de couleur rapides d'environ 0,2 magnitudes sur des échelles de 1 à 5 ans superposées aux tendances générales.
Le type spectral sur la même période est passé d'un G0 hypergiant au début du 20ème siècle, au début de K en 1973, puis rapidement revenir à G0 en 1977, en continuant à atteindre A6 Ia + en 2011. Ces types spectraux sont compatibles avec la couleur observée change, indiquant des changements de température de l'étoile ou de ses vents denses . Le spectre contient des raies d'émission d' azote et d' hélium avec des profils P Cygni inhabituels , y compris des profils de raies «P Cygni inverses» et à double pic. Les lignes interdites N II et une ligne H α à triple pic se sont considérablement renforcées depuis 1993, et les profils ont également changé indiquant l'évolution du matériau circumstellaire probablement éjecté de l'étoile.
Propriétés
Il semble que HR 8752 ne varie pas seulement en luminosité et fluctue en température et en taille comme la plupart des étoiles instables, mais subit en fait un changement évolutif séculaire de températures plus froides vers des températures plus chaudes.
La température peut être estimée avec une certaine précision à partir des observations spectrales et chromatiques. La température effective calculée est passée de 4 500 K en 1900 à 5 000 K en 1960. À ce stade, la luminosité était d'environ 243 000 L ☉ et le rayon 680 R ☉ .
L'étoile a ensuite varié de manière erratique jusqu'en 1973, date à laquelle elle s'est rapidement développée et refroidie. Une analyse spectrale détaillée en 1977 a rapporté une température basse de 4 000 K, avec une luminosité maximale en 1976 de 400 000 L ☉ avec un rayon de plus de 900 R ☉ . La gravité de la surface à ce moment a été calculée comme étant log (g) = -2, indiquant que la surface visible était effectivement détachée de l'étoile. L'étoile est ensuite rapidement revenue à environ sa température précédente de 5 000 K, une luminosité de 316 000 L ☉ et un rayon de 776 R ☉ .
À partir de 1985, HR 8752 a commencé un changement surprenant, augmentant sa température à environ 8 000 K et diminuant en taille à 400 R ☉ en 2000, avec une luminosité de 213 000 L ☉ . Depuis lors, les paramètres physiques sont plus stables bien que le vent stellaire continue de changer. La gravité de surface est revenue à une valeur plus normale pour une supergéante lumineuse proche de log (g) = 1,0. Ce changement signifie qu'en quelques décennies, l'étoile a traversé une région d'instabilité sur le diagramme H – R où aucune étoile n'est observée, un changement évolutif qui n'a été observé dans aucune autre étoile.
Les abondances élémentaires dérivées du spectre indiquent approximativement la métallicité solaire , bien que certains éléments soient améliorés en raison de l'état évolutif de HR 8752.
État évolutif
Avant 1973, HR 8752 était un hypergiant jaune froid avec un type spectral G précoce. Suite à une perte dramatique de ses couches externes, il a maintenant sauté à mi-A hypergiant et ne devrait pas revenir à son état froid. Les modèles d'un 25-40 M ☉ ZAMS étoiles montrent qu'il traversant la région d'instabilité « vide évolutive jaune » d' abord vers des températures plus fraîches de, puis revenir plus tard vers des températures de plus chaudes. Le vide évolutif jaune est nommé parce que très peu d' étoiles se trouvent dans cette partie du schéma H-R . Cela est probablement dû au fait que l'évolution des étoiles avec de tels paramètres est extrêmement rapide, peut-être même presque instantanée en termes astronomiques.
La première traversée du vide évolutif jaune est très rapide mais l'étoile ne connaît pas d'instabilité majeure. La deuxième traversée, revenant à des températures plus chaudes après un temps d'hyperglycémie jaune, consiste à traverser une région, ou peut-être deux régions, où l'étoile connaît une instabilité majeure, qui devrait se manifester par des épisodes de forte perte de masse. HR 8752 a traversé la première des deux grandes zones d'instabilité et devrait migrer vers des températures encore plus chaudes sur une échelle de temps de l'ordre de mille ans. Sur la base de son état actuel observé, on estime que HR 8752 a maintenant 11 M ☉ à partir d'un 25 M ☉ initial et est susceptible de devenir une variable bleue lumineuse de luminosité relativement faible avant d'évoluer davantage vers une étoile Wolf – Rayet .
Le destin ultime de toutes les étoiles massives est un effondrement du noyau et une sorte d'explosion de supernova. En dessous d'environ 20 M ☉, on s'attend à ce que cela se produise sous la forme d'une supernova de type II provenant d'un progéniteur supergéant rouge. Des étoiles plus massives évoluent en étoiles Wolf-Rayet avant d'exploser en supernova de type Ib ou Ic. Pour certaines gammes de masses intermédiaires, on pense que les étoiles subissent un effondrement du noyau au stade hypergiant jaune ou LBV de leur vie, ce qui entraîne une supernova de type IIb ou peut-être IIn. HR 8752 peut être une telle étoile et ne pourra jamais dépasser son état évolutif actuel avant d'exploser.
Possible binaire
HR 8752 peut avoir un compagnon. Les mesures de la distribution spectrale ultraviolette montrent un excès qui correspond à la sortie d'une étoile de séquence principale B1 . La magnitude absolue a été estimée à -4,5, environ 40 fois plus faible que la primaire aux longueurs d'onde visuelles. Bien que les étoiles doivent être assez proches (<1400AU), aucune variation de vitesse radiale n'a été détectée dans les raies spectrales du primaire, et aucune raie n'est observée qui puisse être attribuée directement au secondaire. Le spectre observé peut provenir principalement d'une coquille entourant les deux étoiles. Il a été suggéré que certaines variations dans les profils de raies spectrales sont causées par des variations des vents de collision ou des perturbations de la matière précédemment éjectée, provoquées lors d'un passage périastron du compagnon.