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type d'étoile variable pulsante De Wikipédia, l'encyclopédie libre
Les (étoiles) variables de type RR Lyrae sont des étoiles variables pulsantes, nommées d'après l'étoile prototype du genre, RR Lyrae, et souvent utilisées en tant que chandelles standard.
Les étoiles de type RR Lyrae ont une période de variation de luminosité relativement courte, comprise entre 0,2 et 1,1 jour. Certaines peuvent ainsi être vues sur un cycle complet en une seule nuit (voir animation en lien externe ci-dessous).
Ces étoiles sont des variables pulsantes placées sur la branche horizontale du diagramme de Hertzsprung-Russell, ayant une masse d'environ la moitié de celle du Soleil — notons toutefois que ces étoiles subissent une perte de masse importante avant d'atteindre le stade RR Lyrae, et sont donc formées à partir d'étoiles ayant une masse équivalente et même supérieure à celle du Soleil. Elles varient de manière similaire aux céphéides, avec toutefois quelques différences :
Les RR Lyrae sont classées en trois types principaux : RRab, RRc et RRd. Les RRc sont celles possédant les périodes les plus courtes, et les RRd possèdent deux périodes de pulsation superposées.
Les étoiles de type RR Lyrae étant d'une luminosité faible comparées à d'autres populations stellaires, elles sont utilisées pour les mesures de distances dans notre Galaxie ou son environnement proche, le Groupe local. Il est par exemple plus facile d'observer des étoiles de type RR Lyrae, peu lumineuses mais plus nombreuses dans les galaxies naines du Groupe Local, dans lesquelles on peut ne trouver aucune céphéide.
Historiquement, c'est grâce à des étoiles de type RR Lyrae que Walter Baade put en 1951 estimer pour la première fois la distance du Soleil au centre galactique, par l'étude de tels astres, au sein de l'amas globulaire NGC 6522 situé à proximité immédiate du centre galactique, dans une région appelée fenêtre de Baade.
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