Le système photométrique ugriz

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Etoiles variables et RR Lyrae

Les étoiles variables jouent des grands rôles dans le domaine de l’astronomie et de l’astrophysique.
L’élaboration de leurs études est marquée par l’expansion, l’évolution et la modernisation d’un grand nombre de sites d’observations (site basé au sol et en particulier dans le ciel). Nous présentons dans ce chapitre des informations générales sur les étoiles variables: découverte et classification.
Nous allons également discuter un peu de l’histoire de la découverte des variables RR Lyrae, leurs différentes propriétés et leurs importances en astronomie.

Généralité sur les étoiles variables

Il est clair que toutes les étoiles montrent des épisodiques, irrégulières, ou semi-irrégulières variations périodiques en termes d’éclat au cours de leur vie. Dans d’autres cas, le développement de la spectroscopie et la photométrie permet également de bien comprendre les variations de la couleur des étoiles. Comme les astronomes utilisent ces variations pour définir et caractériser chaque étoile comme les étoiles variables et les classer dans différentes catégories en fonction de leurs propriétés et la forme de lumière provenant de l’étoile ou leurs courbes de couleurs. Ces deux phénomènes permettent aux astronomes de découvrir la quasi-totalité des étoiles variables que nous rencontrons aujourd’hui.

La découverte

La découverte d’une nouvelle étoile par Tycho Brahé en 1572 a modifiée la vision des astronomes. Les astronomes ont basé leurs études dans l’étude de variabilité périodique pour identifier les étoiles variables, i.e. lorsque l’intensité de l’étoile augmente et diminue. La première étoile variable a été trouvée par Pasteur Luthérien et David Fabricius en 1596 lorsqu’ils ont remarqué que les étoiles O Ceti ou Mira (dans la constellation Cetus) disparaissent et réapparaissent dans le ciel avec la même luminosité après plusieurs mois. Puis, les astronomes ont établi que la luminosité de certaines étoiles diffère de leur précédent obseravation. Ce phénomène implique de nombreuses découvertes d’étoiles variables comme b Persei par Gaminiano Montanari et Giacomo Filippo Maraldi en 1669, R Hydra par Montanari en 1670, et Gottfriend Kirche a établi avec exactitude la période de c Cigni en 1686.
Après, d’autres étoiles pulsantes ont été découvertes. En 1784, John Goodriche, un jeune astronome a constaté que la quantité de lumière en provenance de d Cepheid change avec régularité d’une période de T =5j8h 48mn et plus tard le même prototype de cette étoile s’appelle les variables céphéides. Ces étoiles, les plus importants pour l’étude des objets astronomiques sont utilisées par Edwin Hubble (Hubble, 1926, 1929) pour estimer l’éloignement de deux ou plusieurs étoiles ou galaxies. Dans le même temps, E. Pigott a découvert la variabilité de h Aquila. Deux ans plus tôt, ils ont affirmé la variabilité d’Algol (b Persei) tout en déduisant sa période. Et enfin la symétrie de sa courbe de lumière permet à Goodriche d’interpréter cette variabilité comme une éclipse (par une planète).
La découverte de nombreuses étoiles variables inspire les astronomes pour créer des catalogues. L’un des plus remarquables est le premier catalogue d’étoiles variables établi par Pigott and Englefield (1786) contenant la période exacte de chaque étoile. En même temps, William Herschel qui a utilisé des méthodes simples de comparaison de luminosité à différents moments d’observations, a constaté la variabilité de i Bootis en 1781 et a Herculis en 1795. Ces étoiles ont été parmi les trois classes de variables intrinsèques et considérées comme des variables irrégulières, les deux autres sont des variables semi-régulieres : R scuti et R Coronae Borealis. Pour plus d’informations, il y a les traveaux de Williams and Saladyga (2011), Campbell and Jacchia (1946) et Ledoux and Walraven (1958).
Notez simplement que les variables RR Lyrae sont le prototype de variables céphéides de courtes périodes. Ces étoiles sont identifiées par E. C. Pickering au milieu de 1890 (Pickering, 1889) dans les amas globulaire. Et la première étoile RR Lyrae, appelée Leporis est découvert par J. Kapteyn en 1890 (Smith, 2004).

La classification

Avant de comprendre les phénomènes en action, nous devrions reconnaître les similitudes et les différences entre les objets. La classification est important lorsque nous faisons affaire avec beaucoup d’objets ou de données avec des caractéristiques différentes, et où il y a similitude dans leurs propriétés. Avec les étoiles variables, la classification conduit à la nature de la variabilité. Remarquez qu’il y a une relation visible entre les différentes classes d’étoiles variables, l’âge des populations stellaires, et également de l’application relative avec la caractéristique de la structure galactique (par examples, Moretti, 2012; Feast and Whitelock, 2014).
La luminosité des étoiles varie de plusieurs façons et pour plusieurs raisons. Selon le diagramme de Hertzsprung-Russell (H-R), les étoiles sont classées par leurs spectres et leurs températures de surfaces, et les étoiles variables diffèrent par le phénomène régnant dans leurs centres. Puis, la classification est souvent basée sur les caractéristiques générales de la lumière provenant de l’étoile ou de leur courbes de couleurs. Cela suggère un mécanisme sous-jacent à l’exploitation d’une variété d’étoiles et permet de distinguer chaque étoile variable. Ainsi, la raison physique pour les changements de luminosité mène au classification en familles, les différentes classes et sous-classes (types). Il y a deux grandes familles: les variables extrinsèques et intrinsèques.
Figure 1: Arbre de variabilité
Les variables extrinsèques sont des étoiles dont les variations résultent du changement d’aspects des étoiles en raison de processus externes régissant dans les étoiles elles-mêmes ou à cause de la rotation de l’étoile. Ce groupe comprend les classes de binaires éclipsés et les variables en rotation.
Le groupe des variables intrinsèques est plus important que les autres pour l’étude de l’Univers.
La variabilité de ces étoiles est causée par les changements des propriétés physiques de l’étoile qui est illustré par des brusques variations de leur taux de luminosité. Cet arbre de variabilité (voir figure 1) donne une simple illustration de ce classement et la subdivision en deux familles. Mais une simple explication détaillée de cette classification est indiqué dans la page de l’AAVSO 1 et d’autres textes tels que Kippenhahn et al. (1990); Percy (2007)

Un aperçu général des étoiles RR Lyrae

L’histoire des étoiles RR Lyrae a commencé par Solon Bailey en 1893 lorsqu’il a découvert un grand nombre d’entre eux avec une classe distincte d’étoiles variables dans l’amas globulaire (Bailey, 1902; Bailey and Pickering, 1913; Bailey et al., 1919). On a remarqué qu’elles sont les plus familieres dans l’amas globulaire et au début elles se sont appellées  » variables de types amas » pour cette raison. L’étoile la plus brillante dans le domaine général a été découverte par W. Fleming en Juillet 1899 à l’observatoire de Harvard (Pickering et al., 1901) en adoptant et utilisant les techniques d’exposition de plusieurs plaques photographiques. Il s’agit d’une courte période, d’une variable Céphéide d’amplitude élevée appelée RR Lyrae, dans la constellation de Lyra et à l’extérieur d’un amas globulaire. D’autres variables ont été trouvées dans le domaine général (halo galactique et vieux populations) et sont également appelées variable RR Lyrae.
Ce type de variables regorge d’autres surprises. Parmi ceci est l’étonnante variation d’amplitudes et phases de RW Draconis trouvée par Blažko (1907) puis confirmée par Shapley (1916) dans son fondamental ouvrage. Une grande proportion d’étoile RR Lyrae de types RRab subit ce phénomène.
L’un des plus remarquable est aussi la dichotomie d’Oosterhoff (Oosterhoff, 1939, 1944) qui suggère que les variables RR Lyrae dans l’amas globulaire sont divisées en deux groupes avec différentes moyenne de périodes. Cette caractéristique est directement liée à l’abondance de métal de l’amas hôte, tels que les amas riches en métaux ont des faibles moyenne de période que ceux des amas de pauvre metallicité (par examples, Oosterhoff, 1939; Arp, 1955; Sandage, 1993; Alcock et al., 2000).
Pour un simple regard, les RR Lyrae sont des vieilles étoiles et de faible métallicité i.e. sans doute dans la classe de population II qui commencent leur vie avec une masse et taille similaire à celle de notre soleil. Elles deviennent des étoiles RR Lyrae pendant la phase de géante rouge, tard dans l’évolution de l’étoile, et ont donc les âges typiques d’environ 10 milliards d’années.
Pour cette raison, elles sont généralement trouvées dans les amas globulaires, ainsi que dans le bulge et le halo de la Voie lactée. Et comme les variables Céphéides, elles obéissent à la relation période-luminosité, cela signifie qu’elles peuvent être utilisées comme des chandelles standard pour mesurer des distances. Mais pour la raison qu’elles ont des faibles luminosités que les variables céphéides ; elles sont souvent utilisées pour mesurer les distances dans les amas globulaires.

Table des matières

Introduction 
1 Etoiles variables et RR Lyrae 
1.1 Généralité sur les étoiles variables
1.1.1 La découverte
1.1.2 La classification
1.2 Un aperçu général des étoiles RR Lyrae
1.3 Les caractéristiques des étoiles RR Lyrae
1.3.1 Leur place sur le diagramme H-R
1.3.2 L’effet Blazkho
1.3.3 Les types d’étoiles RR Lyrae
1.4 Leurs rôles dans l’étude de notre Univers
2 Données et observations 
2.1 Le système photométrique ugriz
2.2 La gestion de données LSST
2.2.1 Un aperçu du projet de LSST
2.2.2 RR Lyrae dans le catalogue du LSST
2.3 Le catalogue de Sesar et al 2010
2.3.1 SDSS Stripe
2.3.2 Le catalogue de Sesar et al
3 Méthodes 
3.1 Critères de sélection
3.2 Cross matching
3.3 Courbes de lumières des étoiles RR Lyrae
3.4 Lomb-Scargle périodogramme
4 Résultats et discussions 
4.1 Le nouveau catalogue des étoiles RR Lyrae
4.2 Les courbes de lumière des étoiles RR Lyrae
4.2.1 Signe de l’effet Blazkho
4.3 Aspect pratique du périodogramme
4.4 Détermination des périodes et comparaison à d’autres travaux
Conclusion et future travaux 
4.5 Conclusion
4.6 Futurs travaux
Références 
Annexe 
A: Additionnels courbes de lumière
B: periodogramme des 5 autres étoiles

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