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AG Carinae

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AG Carinae
Description de cette image, également commentée ci-après
AG Car (image HST)
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 10h 56m 11,57699s[1]
Déclinaison −60° 27′ 12,8056″[1]
Constellation Carène
Magnitude apparente 6,96[2] (5.7 – 9.0)[3]

Localisation dans la constellation : Carène

(Voir situation dans la constellation : Carène)
Caractéristiques
Type spectral LBV[4]
Indice U-B −0,58[2]
Indice B-V +0,61[2]
Variabilité LBV[5]
Astrométrie
Mouvement propre μα = −4,701 mas/a[6]
μδ = +1,873 mas/a[6]
Parallaxe 0,153 2 ± 0,029 1 mas[6]
Distance 21 000[6] al
(6 000[7] pc)
Magnitude absolue ~−8 (au minimum)[4]
Caractéristiques physiques
Masse 55 M☉[7]
Rayon 50–500 R☉[8]
Luminosité 1,5 × 106 L☉[9]
Température 8 000-26 000 K[8]
Rotation 220 ± 50 km/s

Désignations

CD–59 3430, CPD-59 2860, HD 94910, HIP 53461, SAO 251185, WR 31b, AAVSO 1052–69[10]

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AG Carinae (AG Car) est une étoile de la constellation de la Carène. Elle est classée comme variable lumineuse bleue (LBV) et est l'une des étoiles les plus lumineuses de la Voie lactée. La grande distance (20000 années-lumière) et la présence de poussière interstellaire signifie que l'étoile n'est habituellement pas visible à l'œil nu ; sa magnitude apparente varie de façon erratique entre les magnitudes 5,7 et 9,0.

Description

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Courbe de lumière AAVSO de la variable lumineuse bleue AG Car du au . La luminosité est plus élevée vers le haut et plus faible vers le bas.

L'étoile est entourée d'une nébuleuse de matériaux éjectés à 0,4–1,2 pc de celle-ci. La nébuleuse contient environ 15 M☉, perdue par l'étoile il y a environ 10 000 ans. Il y a une cavité vide large de 8,8 pc dans le milieu interstellaire entourant l'étoile, sans doute nettoyée par des vents rapides plus tôt dans la vie de l'étoile[7],[4].

AG Carinae est apparemment dans une phase de transition entre une supergéante bleue massive de type O et une étoile Wolf-Rayet, où elle est hautement instable et subit des pulsations erratiques, de plus grandes explosions occasionnelles et de rares éruptions massives. Le type spectral varie entre WN11 au minimum visuel et celui d'une hypergéante de type A précoce au maximum[4]. Au minimum visuel l'étoile est à environ 65 R☉ et à 20000–24000 K, tandis qu'au maximum visuel elle est à plus de 400 R☉ et à 8000 K. La température varie lors des différents minima[8],[11].

Une étude a calculé que la luminosité bolométrique de AG Carinae décroît lors des explosions de type S Doradus, contrairement à la plupart des LBV qui conservent une luminosité à peu près constante. La luminosité chute d'environ 1,5 million L☉ au minimum visuel à environ 1 million L☉ au maximum visuel, peut-être à cause de l'énergie nécessaire pour expanser une partie considérable de l'étoile[4].

Les modèles d'évolution de l'étoile suggèrent qu'elle avait une vitesse de rotation faible pendant la plus grande partie de sa vie, mais les observations actuelles montrent une vitesse de rotation plutôt élevée[7].

Les modèles des LBV progéniteurs des supernovas de type IIb classent AG Carinae comme possédant le spectre stellaire final avant l'effondrement du cœur, bien que ces modèles soit faits pour des étoiles ayant 20 à 25 fois la masse du Soleil alors qu'on pense qu'AG Carinae est beaucoup plus grosse[12]. La masse initiale de l'étoile aurait été de l'ordre de 100 M☉ et actuellement on pense qu'elle est d'environ 55-70 M☉[7],[4].

Controverse sur la distance

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La Parallaxe du Data Release 1 (DR1) de la mission Gaia suggère que la distance de AG Carinae et de sa voisine Hen 3-519 est beaucoup plus proche que précédemment estimé, autour de 2 kpc.

La parallaxe plus ancienne de AG Carinae fournie par Hipparcos avait une marge d'erreur plus grande que la parallaxe elle-même et donnait donc très peu d'information sur sa distance. La distance de 6000 pc est basée sur des hypothèses sur les propriétés des LBV, des modèles d'extinction interstellaire et des mesures cinématiques[4]. La parallaxe de Gaia DR1, issue de la combinaison de la première année de mesures de Gaia avec l'astrométrie Tycho, est de 0,40 ± 0,22 mas. L'équipe Gaia recommande qu'une erreur systématique supplémentaire de 0,3 mas soit prise en compte (c'est-à-dire ajoutée à la marge d'erreur calculée)[13]. Smith et al. argumentent que l'erreur systématique de 0,3 mas peut être ignorée et que donc la distance de AG Carinae est de 2,50 ± 1,41 kpc[14].

Dans Gaia Data Release 2, la parallaxe vaut 0,153 2 ± 0,029 1 mas, correspondant à une distance d'environ 6 500+1 500
−1 000 pc[6].

Références

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  1. ↑ a et b (en) Van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
  2. ↑ a b et c (en) B. Nicolet, « Photoelectric photometric Catalogue of homogeneous measurements in the UBV System », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 34,‎ , p. 1–49 (Bibcode 1978A&AS...34....1N)
  3. ↑ (en) C. L. Watson, « The International Variable Star Index (VSX) », The Society for Astronomical Sciences 25th Annual Symposium on Telescope Science. Held mai 23–25, vol. 25,‎ , p. 47 (Bibcode 2006SASS...25...47W)
  4. ↑ a b c d e f et g (en) J. H. Groh, D. J. Hillier, A. Damineli, P. A. Whitelock, F. Marang et C. Rossi, « On the Nature of the Prototype Luminous Blue Variable Ag Carinae. I. Fundamental Parameters During Visual Minimum Phases and Changes in the Bolometric Luminosity During the S-Dor Cycle », The Astrophysical Journal, vol. 698, no 2,‎ , p. 1698 (DOI 10.1088/0004-637X/698/2/1698, Bibcode 2009ApJ...698.1698G, arXiv 0904.2363)
  5. ↑ (en) N. N. Samus, O. V. Durlevich et R. V. Kazarovets, « The General Catalog of Variable Stars (GCVS) », Baltic Astronomy, vol. 6,‎ , p. 296 (DOI 10.1515/astro-1997-0229, Bibcode 1997BaltA...6..296S)
  6. ↑ a b c d et e (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
  7. ↑ a b c d et e (en) C. Vamvatira-Nakou, D. Hutsemekers, P. Royer, N. L. J. Cox, Y. Naze, G. Rauw, C. Waelkens et M. A. T. Groenewegen, « The Herschel view of the nebula around the luminous blue variable star AG Carinae », Astronomy & Astrophysics, vol. 1504,‎ , p. 3204 (DOI 10.1051/0004-6361/201425090, Bibcode 2015A&A...578A.108V, arXiv 1504.03204)
  8. ↑ a b et c (en) O. Stahl, I. Jankovics, J. Kovács, B. Wolf, W. Schmutz, A. Kaufer, Th. Rivinius et Th. Szeifert, « Long-term spectroscopic monitoring of the Luminous Blue Variable AG Carinae », Astronomy & Astrophysics, vol. 375,‎ , p. 54–69 (DOI 10.1051/0004-6361:20010824, Bibcode 2001A&A...375...54S)
  9. ↑ (en) J. H. Groh, D. J. Hillier et A. Damineli, « On the Nature of the Prototype Luminous Blue Variable AG Carinae. II. Witnessing a Massive Star Evolving Close to the Eddington and Bistability Limits », The Astrophysical Journal, vol. 736, no 1,‎ , p. 46 (DOI 10.1088/0004-637X/736/1/46, Bibcode 2011ApJ...736...46G, arXiv 1105.0814)
  10. ↑ (en) V* AG Car -- Wolf-Rayet Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  11. ↑ (en) J. H. Groh, A. Damineli et D. J. Hillier, « LBVs and the nature of the S Dor cycles: The case of AG Carinae », Massive Stars: Fundamental Parameters and Circumstellar Interactions, P. Benaglia, vol. 33,‎ , p. 132 (Bibcode 2008RMxAC..33..132G, arXiv astro-ph/0702612)
  12. ↑ (en) Groh, J. H., Meynet, G. et Ekström, S., « Massive star evolution: luminous blue variables as unexpected supernova progenitors », Astronomy & Astrophysics, vol. 550,‎ , p. 4 (DOI 10.1051/0004-6361/201220741, Bibcode 2013A&A...550L...7G, arXiv 1301.1519)
  13. ↑ (en) Gaia Collaboration, « VizieR Online Data Catalog: Gaia DR1 (Gaia Collaboration, 2016) », VizieR On-line Data Catalog: I/337. Originally published in: Astron. Astrophys, vol. 1337,‎ (Bibcode 2016yCat.1337....0G)
  14. ↑ (en) Smith, N. et Stassun, K. G., « The Canonical Luminous Blue Variable AG Car and Its Neighbor Hen 3-519 are Much Closer than Previously Assumed », The Astronomical Journal, vol. 153, no 3,‎ , p. 7 (DOI 10.3847/1538-3881/aa5d0c, Bibcode 2017AJ....153..125S, arXiv 1610.06522)

Liens externes

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