Astérosismologie des naines blanches et sous-naines

Le compagnon contribue donc peu à la courbe de lumière, mis à part au travers d'un fort effet de réflexion. Cependant l'orbite est suffisamment serrée pour produire la synchronisation spin-orbite par effet de marées. Cela fournit une période de rotation connue, à partir de laquelle il est  possible  de  rechercher  le dédoublement rotationnel des pulsations. L'inclinaison de l'orbite  étant  de  environ  81°, l'éclipse primaire couvre approximativement la moitié de l'étoile sous-naine B. De ce fait, l'aspect de la pulsation observée est modifiée pendant l'éclipse, d'une manière qui dépend du degré l du mode observé : par exemple, en dehors de l'éclipse, un mode l = l, m = 0 a  une amplitude observée réduite due à l'observation quasi-équatoriale de l'étoile (annulation de l'un des hémisphères par l'autre). 

Pendant l'éclipse l'un des hémisphères est largement caché et l'amplitude apparente doit augmenter. Il en est de même pour un mode l = 2, m = ± 1. Tandis que l'amplitude de tous les modes non radiaux sera plus ou moins affectée, celle des modes radiaux ne le sera pas, et cela donne une opportunité unique d'identifier les modes d'une étoile sous-naine B. 

Les sous-naines B (sdB) sont des étoiles de l'EHB (branche horizontale extrême), de 0,5 masse solaire, constituées pricipalement d'hélium et d'une mince couche d'hydrogène (moins de 2% en masse), laissée à la surface par la diffusion gravitationnelle de l'hélium et autres éléments lourds.  L'évolution des progéniteurs de ces étoiles est mal connue, dépendant d'un taux (inconnu) de perte de masse sur la branche des géantes, en même temps que de l'accroissement de la masse du noyau d'hélium.  Par chance, suite aux prédictions théoriques de Charpinet et al (1996), la  découverte que certaines sous-naines B sont des étoiles pulsantes (Kilkenny et al,  1998) a ouvert la  perspective d'utiliser l'astérosismologie pour en sonder l'intérieur. Ces résultats peuvent avoir des retombées importantes pour la calibration des distances (ces étoiles sont proches des RR lyrae dans le diagramme HR) et l'étude de synthèse de population (excès d'UV dans les amas globulaires et surtout les galaxies elliptiques).
 
 
 
 
 
 

Simulation d'un système d'étoile double à éclipses

Références :

Reed et al, 2000, 5th WET Workshop, Bonas, France, Balt.A.9,183
Charpinet et al, 1996 APJ 471.L103
Kilkenny et al, 1998, MNRAS 296,329