53 Psc : Une nouvelle variable B "hybride" découverte avec Aurélie

E. Chapellier, A. Endignoux, D. Le Contel, J.-M. Le Contel, P. Mathias, J.-P. Sareyan, J.-C. Valtier

UMR 6528, Observatoire de la Côte d'Azur

Introduction et observations

Les nouvelles tables d'opacité (Rogers & Iglesias 1992) ont permis d'identifier le mécanisme de pulsation des variables B par l'intermédiaire d'un

-mécanisme lié aux raies du Fer. Cependant, l'ensemble des variables B peut être subdivisé en 2 classes:

les étoiles Céphéides (B1-B3), caractérisées par des périodes détectées de quelques heures, typiques des modes de pression (p) se développant plutôt dans les couches externes.
les étoiles SPB (B3-B8), caractérisées par des périodes plus longues (quelques dizaines d'heures) représentatives de modes de gravité g et qui se développent beaucoup plus profondément dans l'étoile.

Les modèles prévoient une zone de recouvrement entre les régions d'excitation des modes g (Dziembowski et al. 1993) et celles des modes p (Dziembowski & Pamyatnickh 1993). De par son type spectral (B2.5 IV), l'étoile 53 Psc est une bonne candidate pour espérer la détection simultanée de ces modes. Une campagne de 10 nuits a été menée en Septembre 1996, à l'aide du spectrographe Aurélie. La magnitude relativement élevée de 53 Psc (V = 5.9) ne nous a pas permis d'observer à une résolution supérieure à 15 000 pour pouvoir détecter différentes échelles temporelles de variabilité, de l'heure au jour. Ainsi, avec des temps de pose typiques de 23 mn, nous avons un signal sur bruit de l'ordre de 150.

Résultats

Une moyenne des vitesses radiales correspondant à 7 raies différentes montre une amplitude de variation de 5 km/s. Par l'intermédiaire de 2 algorithmes (PDM et CLEAN), nous avons recherché les périodes de variation (Fig.1) sur les 5 meilleures nuits de notre mission.

Le pic le plus important correspond à une fréquence ₁ = 0.82 ± 0.08 c/j, soit environ 1.25 j, tout à fait représentative de modes g. Un ajustement sinusoïdal correspondant à cette fréquence rend compte de 70% de la variance, avec une amplitude en vitesse radiale de l'ordre de 2.8 km/s. Si l'on soustrait cet ajustement aux données pour rechercher les périodes résiduelles, une autre fréquence est détectée autour de ₂ = 1.55 ± 0.10 c/j, soit une période d'environ 15 h, elle aussi représentative des modes g . Ainsi, ₁ et ₂ rendent compte de 82% de la variance dans l'hypothèse d'une variation sinusoïdale.

Figure 1. a: statistique PDM représentée en fonction de la fréquence. b: spectre de puissance issu de CLEAN. La fenêtre incluse représente le spectre d'échantillonnage de nos données.

Si l'on recherche maintenant sur les données précédentes une périodicité à plus court terme (modes p) , rien de vraiment significatif (amplitude supérieure à 0.4 km/s) n'est détecté sur un intervalle [4;30] c/j. Les algorithmes de recherche de périodes ont été appliqués sur les nuits individuelles, dont les 2 meilleures sont représentées sur la Fig.2. Pour la nuit du 4 Septembre, les fréquences candidates sont

_3a = 11.0 ± 1.9 c/j et

_4a = 15.4 ± 1.7 c/j, correspondant respectivement à des périodes de 2.2 h et 1.6 h et, pour la nuit du 6 Septembre, les fréquences

_3b = 9.7 ± 1.9 c/j et

_4b = 14.7 ± 1.9 c/j (respectivement 2.5h et 1.6h). On a

_3a

_3b et

_4a

_4b mais les incertitudes sont importantes. A noter que dans les deux cas, les amplitudes de variation sont de l'ordre de 0.6 km/s.

Figure 2.

Similaire à la Fig.1b, mais pour des nuits individuelles. a: 4 Septembre 1996. b: 6 Septembre 1996. A côté sont représentées les courbes de vitesses radiales héliocentriques [km/s] (non déconvoluées des longues périodes) pour les nuits du c: 4 Septembre 1996 et d: 6 Septembre 1996.

Conclusion

Deux échelles de variabilité sont simultanément présentes. La première, de longue période, est typique des modes g. Dans ces dernières, la multipériodicité est de mise (Waelkens 1991) et, au regard de la Fig.1, il est probable que plus de 2 fréquences soient présentes. L'échelle de variabilité à courte période est quant à elle confirmée. Notre résolution temporelle ne nous permet toutefois pas de préciser la valeur des périodes.
Les résultats obtenus sur 53 Psc confirment ceux concernant

Her (Mathias & Waelkens 1995), à savoir l'existence d'une zone du diagramme HR où les étoiles, à la frontière des régions d'excitation respectives des modes p et g, peuvent présenter simultanément ces 2 modes (étoiles ``hybrides''). L'étude de telles étoiles permettrait de mieux cerner les effets de l'évolution stellaire (53 Psc et

Her ont toutes deux quitté la séquence principale) par sondage des couches superficielles (par les modes p) et des couches profondes (par les modes g). Des informations pourraient aussi être obtenues sur la métallicité et les phénomènes liés à la zone "moteur" de la pulsation, telle la zone de mélange, non prise en compte dans les modèles.

Enfin, pour conclure, il semble indispensable de mener à bien une autre campagne d'observation de 53 Psc afin de mieux préciser le spectre de variabilité de cette étoile. Toutefois, sa faible magnitude ainsi que les faibles variations en vitesse radiale en font une cible davantage pour Elodie que pour Aurélie, notamment pour mieux étudier les variations de profil de raie.

Bibliographie

Dziembowski W.A., Pamyatnyckh A.A. 1993, MNRAS 262, 204
Dziembowski W.A., Moskalik P., Pamyatnyckh A.A. 1993, MNRAS 265, 588
Mathias P., Waelkens C. 1995, A&A 300, 200
Waelkens C. 1991, A&A 246, 453

Table de Matières (No.17)