Étoile variable de type ZZ Leporis

Une (étoile) variable de type ZZ Leporis est un type très rare d'étoile variable qui peut être observée au centre de certaines nébuleuses planétaires. Leur prototype est ZZ Leporis, qui est située au sein de la jeune nébuleuse planétaire IC 418. La variation de ces étoiles semble être due à la rotation de ces dernières qui produit de forts vents stellaires chauds qui masquent la luminosité émise par l'étoile.

Leur variabilité est observée sur deux échelles de temps différentes, la première est de l'ordre de plusieurs jours et la seconde de l'ordre de plusieurs heures^[1]. En date de 2013, il existe 14 variables de type ZZ Leporis connues^[1]. En plus de ZZ Lep elle-même, on peut citer l'étoile centrale de la nébuleuse planétaire NGC 6826 et l'étoile de la très jeune nébuleuse planétaire de l'Œil de Chat.

Les étoiles de type ZZ Leporis sont des étoiles chaudes de types O et B qui produisent de forts vents stellaires qui soufflent les couches extérieures de leurs nébuleuses hôtes. Elles sont situées à l'intersection de la voie évolutive de la branche asymptotique des géantes avec la bande d'instabilité des pulsateurs de type β Cephei^[1]. Ce type de variable particulière a été remarqué pour la première fois dans une série d'articles publiés par Mendez et al. dans les années 1980^[2].

Variabilité

Les variations de ZZ Leporis sont dues à la rotation de l'étoile qui produit des vents stellaires très chauds qui masquent la luminosité de l'étoile. Cette particularité a été remarquée dans une série d'articles publiés par Mendez et al. en 1983 et 1986 portant sur l'étude de l'étoile centrale de la nébuleuse planétaire IC 418, remarquant des variations photométriques et spectroscopiques irrégulières et difficiles à expliquer de cet objet^[2].

La cause de leur variabilité propre (non liée aux vents stellaires) reste à comprendre. Les variations photométriques sont présentes sur deux échelles de temps, de l'ordre des jours et des heures. Les mécanismes les plus plausibles de la variabilité sont la pulsation ou les variations du taux de perte de masse stellaire, même si les deux sont sûrement liées. Les variations de lumière induites par les systèmes binaires peuvent dans la plupart des cas être exclues en raison des formes de courbe de luminosité observées, de l'absence de périodicité dominante et de l'absence de changements de vitesse radiale correspondants.

La raison pour laquelle on peut s'attendre à ce que des pulsations soient présentes dans les étoiles de type ZZ Lep est évidente à partir de leurs positions dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. Elles sont situées à l'intersection de la voie évolutive de la branche des géantes asymptotique avec la bande d'instabilité des pulsateurs β Cephei. En 1993, Rita Gautschy a montré que les modèles stellaires rappelant ces étoiles ont des modes propres de pulsations instables. La même année, Erik Zalewski a confirmé ces résultats et a montré que les modèles non linéaires dans la gamme de température des étoiles ZZ Lep subissent une variabilité assez complexe de la lumière et de la vitesse radiale sur des échelles de temps de plusieurs heures. Des études spectroscopiques ultraviolettes soutiennent l'idée que les variations sont créées par des vents stellaires, car toutes les étoiles ZZ Lep examinées ont en effet montré des preuves claires de vents variables. On pense que le comportement temporel des vents de ces étoiles de type ZZ Lep est similaire à celui des étoiles OB massives, et lié à la période de rotation stellaire et peut-être enraciné à la photosphère.

Les vents entraînés par la pression de radiation des étoiles chaudes, que ce soit sur la séquence principale, en tant que supergéantes, étoiles Wolf-Rayet, semblent généralement présenter une grande variabilité.

Quelle que soit la cause de la variabilité des étoiles ZZ Lep, elle aura des implications pour les connaissances astrophysiques. Les étoiles de type ZZ Lep traversent le diagramme HR sur des échelles de temps de quelques milliers d'années sous l'effet de la perte de masse. Si les étoiles ZZ Lep pulsent, les mesures des changements de période d'oscillation pourraient limiter étroitement leur vitesse d'évolution. Les calculs de modèles impliquent que cette vitesse dépend fortement de la masse et que, par conséquent, les masses des étoiles de type ZZ Lep pourraient être déterminées avec précision. Si les variations lumineuses compliquées des étoiles ZZ Lep étaient dues à des pulsations, alors elles pourraient même être accessibles à l'astérosismologie. Les contraintes sur le comportement de perte de masse des étoiles de type ZZ Lep sont également un atout pour comprendre leur évolution, leurs caractéristiques spectrales et même pour la mise en forme des nébuleuses environnantes.

L'une des raisons pour lesquelles le mécanisme de variabilité des étoiles ZZ Lep est si difficile à identifier peut être leur comportement complexe en combinaison avec un manque de données à l'appui. Les observations au sol souffrent de lacunes dues aux interruptions de la lumière du jour, alors que le temps sur des télescopes assez grands ou des engins spatiaux ultraviolets nécessaires à la surveillance spectroscopique est très limité. De plus, les étoiles ZZ Lep sont plutôt faibles et entourées de nébuleuses brillantes qui compliquent les mesures et leur interprétation. En revanche, leurs variations se produisent sur des échelles de temps plus courtes que celles des étoiles de type O ou B, qui sont de l'ordre de 1 jour, ce qui peut être un avantage observationnel.

ZZ Leporis est la seule étoile présente dans la zone de surveillance de la mission Kepler, ce qui fait que des mesures régulières sont possibles et envisagées. La plage de lumière des variations était de plusieurs centièmes de magnitude et l'échelle de temps de plusieurs heures, sans preuve claire d'une périodicité. La spectroscopie en ultraviolet a révélé la présence de raies d'absorptions correspondant à des vents stellaires, et des preuves claires d'une structure de vent variable^[1].

Prototype

Le prototype ZZ Leporis est une étoile en perte de masse stellaire, chaude, très lumineuse et peu massive. Elle est une étoile AGB d'un rayon de 1,8 R_☉^[1], une température effective de 36 700 à 46 000 K, une luminosité de 7 700 L_☉^[3],[4] et une masse de 2,8 M_☉^[1]. L'étoile éjecte de la masse, sous la forme d'une perte de masse stellaire. Le taux de perte de masse actuel est estimé 3,8 × 10⁻⁸ M_☉/an^-1 et la vitesse terminale des gaz éjectés est de ~450 km/s^-1, ce qui crée une bulle de matière photosphérique autour de l'étoile. Cette bulle est entièrement composée de plasma chauffé à plus de 3 × 10⁶ K, qui s'étend sur environ 0,01 pc (∼0,032 6 al). Il existe une deuxième bulle de vent stellaire visible en rayons X qui marque du gaz chauffé à de très hautes températures et il semble que cette deuxième bulle de rayons X soit liée à la première, même si la bulle de rayons X présente une densité plus importante^[4].

Son type spectral a été estimé à plusieurs reprises, et il existe donc plusieurs variantes. Les spectres les plus communément observés sont O4f et O7f^[5]. Les deux indiquent une étoile de hautes températures, et marquée par des raies d'émissions d'azote et d'hélium ionisé. Deux autres variantes, très similaires, sont Of-WR et WC. Toutes deux marquent les particularités d'une étoile Wolf-Rayet, marquée par une raie d'émission d'azote dans le spectre Of-WR, et une étoile Wolf-Rayet marquée par de fortes raies de carbone dans le spectre WC. Les deux spectres de Wolf-Rayet, Of-WR et WC, donnent le signe d'un profil P Cygni pour ZZ Leporis^[2],[6].

Exemples

Les étoiles variables de type ZZ Leporis sont très rares et on ne connait actuellement qu'un petit nombre de ces étoiles. Il existe un cas très similaire à ZZ Leporis qui a été identifié dans la nébuleuse de l'Œil de Chat^[1]. Cette dernière abrite une étoile du type Wolf-Rayet, avec une température effective d'environ 80 000 K. Elle est environ 10 000 fois plus lumineuse que le soleil, et son rayon est d'environ 0,65 celui du soleil. Une analyse spectroscopique montre que l'étoile perd de la masse sous forme d'un vent stellaire à une vitesse d'environ 20 milliards de tonnes par seconde. La vitesse de ce vent est d'environ 1 900 km/s. Les calculs indiquent que l'étoile centrale pèse actuellement un peu plus d'une masse solaire, mais des calculs théoriques de l'évolution impliqueraient qu'elle ait une masse d'environ 5 masses solaires. L'âge cinématique du cœur brillant de la nébuleuse a été estimé à 1 039 ± 259 ans en 1999, et la phase de variable de ZZ Leporis qu'entreprend son étoile est datée du même âge^[7].

Il existe également un autre cas de variable de ZZ Leporis, HD 186924, qui a pu être identifié grâce aux données du télescope spatial Kepler. Ce cas est l'étoile centrale de la jeune nébuleuse planétaire NGC 6826, qui est connue pour clignoter^[1].

Références

Liens externes

• Portail de l’astronomie
• Portail des étoiles