Projets Spectroscopie 1
Etoiles Symbiotiques
R Aquarii
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R Aqr est une variable rouge de longue période connue comme telle depuis 1811. Il s'agit d'une symbiotique de type D. Les variations de l'aspect du spectre sont particulièrement importantes en fonction de la phase de pulsation de la Mira.
Courbe luminosité (V+Vis) AAVSO 1980-2010 Courbe luminosité (V+Vis) AAVSO 2000-2010
Description par Kenyon (1984) :
"R Aqr est l'une des étoiles symbiotiques les plus mystérieuses" (Sol, 1983). Son comportement est très particulier.
La courbe de luminosité met clairement en évidence des variations de type Mira, avec une période de 386,83 jours. L'amplitude de variation, 5 mags est anormalement faible pour une telle période. Les variations périodiques ont pratiquement cessé sur plusieurs intervalles (1928-1934 ; 1974-1984), ce qui a conduit Willson & al. (1981) à émettre l'hypothèse d'une éclipse tous les 44 ans par un objet large et non-lumineux.
Le premier spectre a été réalisé peu de temps après le maximum de luminosité (août 1893) : il présente l'acpect d'une géante M6 avec des raies d'émission Hg et Hd doublement inversées. Deux mois après, le continuum rouge avait disparu et Hb était intense en émission.
Merill (1919, 1920;Bailey 1919;Moore 1919;Wright 1919) ont montré que les raies d'émission nébulaires (HI, [OIII]) plutôt intenses et d'intensité constante étaient visibles lorsque l'étoile rouge était faible et disparaissaient dans le continuum lorsque cette dernière approchait du maximum de luminosité. Les raies d'émission Hg et Hd, normales pour une Mira sont visibles au maximum.
Payne-Gaposchkin (1952) déduisent un spectre M7 des fortes bandes d'absorption qui dominent le specte au minimum de luminosité. Herbig (1965) déduit de l'intensité relative des raies [OIII] et [NIII], presque proéminentes, une densité électronique de 10-5 /cm3.
On trouve de plus des raies d'émission faible à modérée de HeI, [NII], [OII], FeII, [FeII], FeIII, [FeIII] (Merill 1922, 1923, 1950 : Ilovaisky & Spinrad 1966, Ciatti et Mammano 1975;Wallerstein et Greenstein 1980)
Des raies d'émission de forte excitat ion intenses (HeII, NIII, CIII) ont été observée durant l'outburst 1924-1933. Durant cette période, le spectre ressemblait à celui d'une nébuleuse planétaire. Les raies de haute ionisation étaient plutôt larges et les raies HI montraient des composants bleus en absorption correspondant une vitesse de 350 km.h-1, largement supérieure aux vitesses des vents stellaires habituellement observés dans les géantes rouges (10 à 20 km.h-1 ).
Anandaru & al. (1985) déduisent d'observations de Ha en haute résolution que R Aqr possède deux enveloppes se déplaçant respectivement à 5 et 15 km.s-1. Toutefois Kenyon remarque que des observations des autres raies permettraient de confirmer ces observations.
Plusieurs périodicités ont été déduites de la détermination des vitesses radiales : 26,7 ans (Merill), 24,7 (Kuroshkin 1976). Kenyon estime que du fait des outbursts observés tous les 40 ans environ, il est peu probable qu'une solution orbitale soit déterminée pour R Aqr dans un proche futur.
"R Aqr is one of the most mysterious symbiotic stars" (Land, 1983). Its behavior is very special.
The light curve clearly shows variations of Mira type, with a period of 386.83 days. The amplitude of variation, 5 mags is unusually low for such a period. The periodic variations have virtually ceased over several intervals (1928-1934, 1974-1984), which led Willson et al. (1981) to hypothesize an eclipse every 44 years by a large object and non-luminous .
The first spectrum was made shortly after the maximum brightness (August 1893): it has the acpect a giant M6 with emission lines Hg and Hd doubly reversed. Two months later, the red continuum was gone and Hb was intense emission.
Merrill (1919, 1920, Bailey 1919, Moore 1919, Wright 1919) have shown that the nebular emission lines (HI, [OIII]) rather intense and constant intensity were visible when the red star was weak and disappeared in the continuum when it was approaching the maximum brightness. The emission lines of Hg and Hd are visible.
Payne-Gaposchkin (1952) deduce a spectrum of M7 from strong absorption bands that dominate the spectum at minimum brightness. Herbig (1965) deduced from the relative intensity of the lines [OIII] and [NII], an electron density of 10-5 / cm3.
There are more emission lines of low to moderate excitation HeI, [NII], [OII], FeII, [FeII], FeIII, [FeIII] (Merrill 1922, 1923, 1950, Ilovaisky & Spinrad 1966, Ciatti and Mammano 1975, Wallerstein and Greenstein 1980)
Emission lines of high excite intense ion (HeII, NIII, CIII) were observed during the 1924-1933 outburst. During this period, the spectrum resembled that of a planetary nebula. The high ionization lines showed broad stripes and HI lines have blue components in absorption corresponding to a speed of 350 km.h-1, well above the speed stellar winds usually observed in red giants (10 to 20 km.h- 1).
Anandaru et al. (1985) deduced from observations of Ha in high resolution R Aqr has two envelopes moving respectively 5 and 15 km.s-1. Kenyon, however, noted that the observations of other lines would confirm these observations.
Several periodicities have been deducted from the determination of radial velocities: 26.7 years (Merrill), 24.7 (Kuroshkin 1976). Kenyon believes that because of outbursts observed every 40 years, it is unlikely that an orbital solution is determined for R Aqr in the near future.Ephéméride Mira : R Aqr Max(V)=2442398 + 386.96 x E
Line Identification near minimum luminosity (30-09-2011 Mag V ~ 11 - SC 25cm - LISA R = 1000)
The continuum is that of a red giant star: inclined to red, showing deep depressions produced by the absorption bands of the molecule TiO.
Superimposed on this continuum the classical hydrogen lines (Balmer series) and the impressive forbidden lines of oxygen [OIII] nebular produced in an environment very diluted.
The emission spectrum closely resembles that of a typical nebula.
An expanded scale shows weaker rays.
Including the two forbidden lines produced by ionized nitrogen that flank H alpha, but also close to H gamma the forbidden line [OIII] 4363, particularly important to estimate the temperature of the nebular zone.
Also note the presence of helium line HeI 5876, [NII] 5755 and [OI] 6300
____ Observations 2011 _____________________________________________________________________________________________________________________
JJ2455815.956 phase ph. mag V
date heure TU exp binning
JJ2455827.437 phase ph. mag V
date heure TU exp binning
JJ2455835.468 phase ph. mag V
date heure TU exp binning
phase ph. mag V
date heure TU exp binning
____ Observations 2010 _____________________________________________________________________________________________________________________
Comparaison Spectres du 14/12/2009 (Etat haut - Noir) et 12/08/2010 (Etat bas - Rouge)
Bibliographie
The symbiotic stars
S.J. Kenyon, Cambridge University Press, 1986, 2008Publications
1921ApJ....53..375M
Astrophys. J., 53, 375-379 (1921)
Observations of the nebular lines in the spectrum of the long-period variable star R Aquarii.
MERRILL P.W.1950ApJ...112..514M
Astrophys. J., 112, 514-519 (1950)
The spectrum of R Aquarii, 1936-1949.
MERRILL P.W.1980PASP...92..275W
Publ. Astron. Soc. Pac., 92, 275-283 (1980)
The spectrum of the nebulosity around the symbiotic long-period variable, R Aquarii.
WALLERSTEIN G. and GREENSTEIN J.L.
Ressources Internet