CW Leonis

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
CW Leonis
Description de cette image, également commentée ci-après
Vue ultraviolette de l'étoile par le télescope spatial GALEX montrant l'onde choc au centre de l'image[1]
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 09h 47m 57,40632s[2]
Déclinaison 13° 16′ 43,5648″[2]
Constellation Lion
Magnitude apparente variable de 10,96 à 14,80[3]

Localisation dans la constellation : Lion

(Voir situation dans la constellation : Lion)
Caractéristiques
Type spectral C9,5[3]
Magnitude apparente (J) 6,928
Magnitude apparente (H) 2,839
Magnitude apparente (K) 0,382
Variabilité type Mira sur 649 jours[3]
Astrométrie
Mouvement propre μα = 35 ± 1 mas/a
μδ = 12 ± 1 mas/a[4]
Parallaxe 10,56 ± 2,02 mas[5]
Distance ~ 390-490 a.l. (~ 120-150 pc)
Caractéristiques physiques
Masse 0,6 à 0,9 M☉[4]
Rayon 569 R☉[6]
Luminosité 8 500 (moyenne)
11 850 (maximum) L☉[6]
Température 2 300 K[6]
1 915 à 2 105[7] K

Désignations

CW Leo, nébuleuse de la Cachuète,
IRC+10216, IRAS 09452 +1330, PK 221+45 1,
Zel 0945+135, RAFGL 1381,
2MASS J09475740+1316435, SCM 50[8]

modifier Consultez la documentation du modèle

CW Leonis, ou IRC +10216, est une étoile carbonée de la branche asymptotique des géantes située à environ 390 à 490 années-lumière dans la constellation du Lion. Elle est entourée d'une épaisse enveloppe de poussières et a été découverte en 1969 par une équipe dirigée par Eric Becklin à l'aide du télescope de 1,6 m de l'observatoire du mont Wilson, en Californie. Elle émet essentiellement dans l'infrarouge et serait l'objet ayant le flux le plus élevé à 5 μm en dehors du Système solaire[9].

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

On pense que l'étoile est à un stade avancé de sa vie et est en train de souffler son atmosphère chargée de suie pour former à terme une naine blanche. Les analyses du rapport des isotopes du magnésium ont contraint sa masse initiale entre 3 et 5 masses solaires. La masse de son cœur, et la masse de la naine blanche au stade final, est estimée entre 0,7 et 0,9 M☉[10]. Sa luminosité varie sur une période de 649 jours entre 6 250 et 15 800 luminosités solaires ; la luminosité globale de l'étoile correspond à 11 300 L☉[11]. L'enveloppe riche en carbone qui entoure l'astre a un âge estimé de l'ordre de 69 000 ans tandis que l'étoile perd environ (1–4) × 10−5 M☉ par an[11]. Cette enveloppe contient au moins 1,4 M☉ de matière[12].

L'observation des fluctuations depuis 1999 montre une structure complexe comprenant des arcs partiels et des coquilles incomplètes. Ces agglomérations résultent peut-être d'un cycle magnétique dans l'étoile qui serait comparable à celui du Soleil et serait responsable de l'augmentation cyclique des pertes de matière[13]. Divers éléments chimiques et une cinquantaine d'espèces chimiques ont été détectées dans la coquille de matière éjectée par l'étoile, dont l'azote, l'oxygène, le silicium, le fer et l'eau H2O. Cette vapeur d'eau est présente à des températures modérées qui ne dépassent généralement pas 1 000 K[14]. Il avait été proposé que cette eau provienne de comètes vaporisées par l'étoile lorsqu'elle avait commencé à se dilater[15], mais on pense aujourd'hui que toutes les étoiles carbonées forment de l'eau dans leur atmosphère[16].

Sans surprise pour une étoile carbonée éjectant des nappes de gaz et de poussières à la fois raisonnablement denses et à des températures relativement modérées, on compte divers composés carbonés parmi les espèces observées dans son enveloppe circumstellaire, comme l'acétylène C2H2[17], l'éthylène C2H4[18], le monoxyde de carbone CO et le radical éthynyle •C2H[11], mais aussi l'acétonitrile CH3CN[19], des radicaux polyynes •C4H et •C6H et des cyanopolyynes tels que HC3N et HC5N, également sous forme de radicaux •CN et •C3N[20], plus généralement les radicaux d'hydrocarbures insaturés •CnH pour n = 1 à 5, les cyanopolyynes HC2n+1N pour n = 1, 2, 3 et 5, les espèces SiC4, SiC2 cyclique et SiC[21], le cyanure d'hydrogène HCN, le monosulfure de carbone CS, le monoxyde de silicium SiO, le monosulfure de silicium SiS et le dicarbure de silicium SiC2 à des niveaux d'énergie de 300 à 900 K[22], le silane SiH4[23], le méthylsilane CH3SiH3, le cyanure de silyle SiH3CN[24] et de nombreux hydrures diatomiques tels que AlH, MgH, CaH, CuH, KH, NaH et FeH, ainsi que du chlorure d'hydrogène HCl[25], ou encore des chaînes carbonées telles que C5[26] et C5S[27], le radical C2P[28], du cyanure de sodium NaCN[29], du monofluorure d'aluminium AlF[30], etc.

Distance et possible compagnon[modifier | modifier le code]

La distance de CW Leonis à la Terre est estimée de l'ordre de 390 à 490 a.l., soit environ 120 à 150 pc[31]. Si l'on retient la borne inférieure, alors l'astrosphère de l'étoile a un rayon d'environ 84 000 unités astronomiques. L'ensemble se déplace à plus de 91 km/s par rapport au milieu interstellaire environnant[12], avec une vitesse apparente (u ; v ; w) = (21,6 ± 3,9 ; 12,6 ± 3,5 ; 1,8 ± 3,3) km/s[10].

Il est possible que CW Leonis soit une étoile binaire, avec un compagnon rapproché. Des mesures astrométiques avec l'ALMA peuvent mettre en évidence un mouvement orbital de l'étoile, qui est par ailleurs l'étoile carbonée la plus proche de la Terre[5].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ (en) « CW Leo », sur jpl.nasa.gov, JPL/Caltech, (consulté le ).
  2. ↑ a et b (en) « VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003) », sur vizier.u-strasbg.fr, Université de Strasbourg (France), (Bibcode 2003yCat.2246....0C, consulté le ).
  3. ↑ a b et c (en) N. N. Samus, E. V. Kazarovets, O. V. Durlevich, N. N. Kireeva et E. N. Pastukhova, « VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+, 2007-2017) », sur vizier.u-strasbg.fr, Université de Strasbourg (France), (Bibcode 2009yCat....102025S, consulté le ).
  4. ↑ a et b (en) L. D. Matthews, E. Gérard et T. Le Bertre, « Discovery of a shell of neutral atomic hydrogen surrounding the carbon star IRC+10216 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 449, no 1,‎ , p. 220-233 (DOI 10.1093/mnras/stv263, Bibcode 2015MNRAS.449..220M, arXiv 1502.02050, lire en ligne)
  5. ↑ a et b (en) A. Sozzetti, R. L. Smart, R. Drimmel, P. Giacobbe et M.G. Lattanzi, « Evidence for orbital motion of CW Leonis from ground-based astrometry », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 471, no 1,‎ , L1-L5 (DOI 10.1093/mnrasl/slx082, Bibcode 2017MNRAS.471L...1S, arXiv 1706.04391, lire en ligne)
  6. ↑ a b et c (en) M. R. Schmidt, J. H. He, R. Szczerba, V. Bujarrabal, J. Alcolea, J. Cernicharo, L. Decin, K. Justtanont, D. Teyssier, K. M. Menten, D. A. Neufeld, H. Olofsson, P. Planesas, A. P. Marston, A. M. Sobolev, A. de Koter et F. L. Schöier, « Herschel/HIFI observations of the circumstellar ammonia lines in IRC+10216 », Astronomy & Astrophysics, vol. 592,‎ , article no A131 (PMID 28065983, PMCID 5217166, DOI 10.1051/0004-6361/201527290, Bibcode 2016A&A...592A.131S, arXiv 1606.01878, lire en ligne)
  7. ↑ (en) J. Bergeat, A. Knapik et B. Rutily, « The effective temperatures of carbon-rich stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 369,‎ , p. 178-209 (DOI 10.1051/0004-6361:20010106, Bibcode 2001A&A...369..178B, lire en ligne)
  8. ↑ (en) SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg, « IRC +10216 », sur simbad.u-strasbg.fr, Université de Strasbourg (consulté le ).
  9. ↑ (en) E. E. Becklin, J. A. Frogel, A. R. Hyland, J. Kristian et G. Neugebauer, « The Unusual Infrared Object IRC+10216 », Astrophysical Journal, vol. 158,‎ , L133-137 (DOI 10.1086/180450, Bibcode 1969ApJ...158L.133B, lire en ligne)
  10. ↑ a et b (en) D. Ladjal, M.J. Barlow, M.A.T. Groenewegen, T. Ueta, J.A.D.L. Blommaert, M. Cohen, L. Decin, W. De Meester, K. Exter, W. K. Gear, H. L. Gomez, P. C. Hargrave, R. Huygen, R. J. Ivison, C. Jean, F. Kerschbaum, S. J. Leeks, T. L. Lim, G. Olofsson, E. Polehampton, T. Posch, S. Regibo, P. Royer, B. Sibthorpe, B. M. Swinyard, B. Vandenbussche, C. Waelkens et R. Wesson, « Herschel PACS and SPIRE imaging of CW Leonis », Astronomy & Astrophysics, vol. 518,‎ , L141-L144 (DOI 10.1051/0004-6361/201014658, Bibcode 2010A&A...518L.141L, arXiv 1005.1433, lire en ligne)
  11. ↑ a b et c (en) E. De Beck, R. Lombaert, M. Agúndez, F. Daniel, L. Decin, J. Cernicharo, H. S. P. Müller, M. Min, P. Royer, B. Vandenbussche, A. de Koter, L. B. F. M. Waters, M. A. T. Groenewegen, M. J. Barlow, M. Guélin, C. Kahane, J. C. Pearson, P. Encrenaz, R. Szczerba et M. R. Schmidt, « On the physical structure of IRC +10216. Ground-based and Herschel observations of CO and C2H. », 539,‎ , A108-A124 (DOI 10.1051/0004-6361/201117635, Bibcode 2012A&A...539A.108D, arXiv 1201.1850, lire en ligne)
  12. ↑ a et b (en) Raghvendra Sahai et Christopher K. Chronopoulos, « The Astrosphere of the Asymptotic Giant Branch Star IRC+10216 », The Astrophysical Journal Letters, vol. 711, no 2,‎ , L53-L56 (DOI 10.1088/2041-8205/711/2/L53, Bibcode 2010ApJ...711L..53S, arXiv 1001.4997, lire en ligne)
  13. ↑ (en) Dinh-V-Trung et Jeremy Lim, « Molecular Shells in IRC+10216: Evidence for Nonisotropic and Episodic Mass-Loss Enhancement », The Astrophysical Journal, vol. 678, no 1,‎ , p. 303-308 (DOI 10.1086/527669, Bibcode 2008ApJ...678..303D, arXiv 0712.1714, lire en ligne)
  14. ↑ (en) L. Decin, M. Agundez, M.J. Barlow, F. Daniel, J. Cernicharo, R. Lombaert, E. De Beck, P. Royer, B. Vandenbussche, R. Wesson, E.T. Polehampton, J.A.D.L. Blommaert, W. De Meester, K. Exter, H. Feuchtgruber, W.K. Gear, H.L. Gomez, M.A.T. Groenewegen, M. Guelin, P.C. Hargrave, R. Huygen, P. Imhof, R.J. Ivison, C. Jean, C. Kahane, F. Kerschbaum, S.J. Leeks, T. Lim, M. Matsuura, G. Olofsson, T. Posch, S. Regibo, G. Savini, B. Sibthorpe, B.M. Swinyard, J.A. Yates et C. Waelkens, « Warm water vapour in the sooty outflow from a luminous carbon star », Nature, vol. 467, no 7311,‎ , p. 64-67 (PMID 20811453, DOI 10.1038/nature09344, Bibcode 2010Natur.467...64D, arXiv 1104.2316, lire en ligne)
  15. ↑ (en) K. E. Saavik Ford, David A. Neufeld, Paul F. Goldsmith et Gary J. Melnick, « Detection of OH toward the Extreme Carbon Star IRC +10216 », The Astrophysical Journal, vol. 589, no 1,‎ , p. 430-438 (DOI 10.1086/374552, Bibcode 2003ApJ...589..430F, arXiv astro-ph/0302103, lire en ligne)
  16. ↑ (en) R. Lombaert, L. Decin, P. Royer, A. de Koter, N.L.J. Cox, E. González-Alfonso, D. Neufeld, J. De Ridder, M. Agúndez, J.A.D.L. Blommaert, T. Khouri, M.A.T. Groenewegen, F. Kerschbaum, J. Cernicharo, B. Vandenbussche et C. Waelkens, « Constraints on the H2O formation mechanism in the wind of carbon-rich AGB stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 588,‎ , A124-A164 (DOI 10.1051/0004-6361/201527049, Bibcode 2016A&A...588A.124L, arXiv 1601.07017, lire en ligne)
  17. ↑ (en) Stephen T. Ridgway, Donal N. B. Hall, Susan G. Kleinmann, Doreen A. Weinberger et Robert S. Wojslaw, « Circumstellar acetylene in the infrared spectrum of IRC +10° 216 », Nature, vol. 264,‎ , p. 345-346 (DOI 10.1038/264345a0, Bibcode 1976Natur.264..345R, lire en ligne)
  18. ↑ (en) A. L. Betz, « Ethylene in IRC +10216 », The Astrophysical Journal, vol. 244,‎ , L103-L105 (DOI 10.1086/183490, Bibcode 1981ApJ...244L.103B, lire en ligne)
  19. ↑ (en) M. Agundez, J. Cernicharo, G. Quintana-Lacaci, L. Velilla Prieto, A. Castro-Carrizo, N. Marcelino et M. Guelin, « The peculiar distribution of CH3CN in IRC+10216 seen by ALMA », The Astrophysical Journal, vol. 814, no 2,‎ , article no 143 (PMID 26709313, PMCID 4688943, DOI 10.1088/0004-637X/814/2/143, Bibcode 2015ApJ...814..143A, arXiv 1506.06951, lire en ligne)
  20. ↑ (en) M. Agundez, J. Cernicharo, G. Quintana-Lacaci, A. Castro-Carrizo, L. Velilla Prieto, N. Marcelino, M. Guelin, C. Joblin, J. A. Martin-Gago, C. A. Gottlieb, N. A. Patel et M. C. McCarthy, « The growth of carbon chains in IRC+10216 mapped with ALMA », Astronomy & Astrophysics, vol. 601,‎ , article no A4 (PMID 28469283, PMCID 5405872, DOI 10.1051/0004-6361/201630274, Bibcode 2017A&A...601A...4A, arXiv 1702.04429, lire en ligne)
  21. ↑ (en) D. A. Howe et T. J. Millar, « The formation of carbon chain molecules in IRC+ 10216 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 244,‎ , p. 444-449 (Bibcode 1990MNRAS.244..444H, lire en ligne)
  22. ↑ (en) J. Cernicharo, L.B.F.M. Waters, L. Decin, P. Encrenaz, A.G.G.M. Tielens, M. Agundez, E. De Beck, H.S.P. Muller, J.R. Goicoechea, M. J. Barlow, A. Benz, N. Crimier, F. Daniel, A.M. Di Giorgio, M. Fich, T. Gaier, P. Garcia-Lario, A. De Koter, T. Khouri, R. Liseau, R. Lombaert, N. Erickson, J.R. Pardo, J.C. Pearson, R. Shipman, C. Sanchez-Contreras et D. Teyssier, « A high-resolution line survey of IRC +10216 with Herschel/HIFI. First results: Detection of warm silicon dicarbide (SiC2) », Astronomy & Astrophysics, vol. 521,‎ , L8-L15 (DOI 10.1051/0004-6361/201015150, Bibcode 2010A&A...521L...8C, arXiv 1008.1199, lire en ligne)
  23. ↑ (en) D. M. Goldhaber et A. L. Betz, « Silane in IRC +10216 », The Astrophysical Journal, vol. 279,‎ , L55-L58 (DOI 10.1086/184255, Bibcode 1984ApJ...279L..55G, lire en ligne)
  24. ↑ (en) J. Cernicharo, M. Agúndez, L. Velilla Prieto, M. Guélin, J. R. Pardo, C. Kahane, C. Marka, C. Kramer, S. Navarro, G. Quintana-Lacaci, J. P. Fonfría, N. Marcelino, B. Tercero, E. Moreno, S. Massalkhi, M. Santander-García, M. C. McCarthy, C. A. Gottlieb et J. L. Alonso, « Discovery of methyl silane and confirmation of silyl cyanide in IRC +10216 », Astronomy & Astrophysics, vol. 606,‎ , article no L5 (PMID 29142328, PMCID 5683346, DOI 10.1051/0004-6361/201731672, Bibcode 2017A&A...606L...5C, lire en ligne)
  25. ↑ (en) J. Cernicharo, L. Decin, M.J. Barlow, M. Agundez, P. Royer, B. Vandenbussche, R. Wesson, E.T. Polehampton, E. De Beck, J.A.D.L. Blommaert, F. Daniel, W. De Meester, K.M. Exter, H. Feuchtgruber, W.K. Gear, J.R. Goicoechea, H.L. Gomez, M.A.T. Groenewegen, P.C. Hargrave, R. Huygen, P. Imhof, R.J. Ivison, C. Jean, F. Kerschbaum, S.J. Leeks, T.L. Lim, M. Matsuura, G. Olofsson, T. Posch, S. Regibo, G. Savini, B. Sibthorpe, B.M. Swinyard, B. Vandenbussche et C. Waelkens, « Detection of anhydrous hydrochloric acid, HCl, in IRC +10216 with the Herschel SPIRE and PACS spectrometers. Detection of HCl in IRC +10216 », Astronomy & Astrophysics, vol. 518,‎ , L136-L140 (DOI 10.1051/0004-6361/201014553, Bibcode 2010A&A...518L.136C, arXiv 1005.4220, lire en ligne)
  26. ↑ (en) Peter F. Bernath, Kenneth H. Hinkle et John J. Keady, « Detection of C5 in the Circumstellar Shell of IRC+10216 », Science, vol. 244, no 4904,‎ , p. 562-564 (PMID 17769400, DOI 10.1126/science.244.4904.562, JSTOR 1703009, Bibcode 1989Sci...244..562B, lire en ligne)
  27. ↑ (en) Marcelino Agúndez, José Cernicharo et Michel Guélin, « New molecules in IRC +10216: confirmation of C5S and tentative identification of MgCCH, NCCP, and SiH3CN », Astronomy & Astrophysics, vol. 570,‎ , article no A45 (DOI 10.1051/0004-6361/201424542, Bibcode 2014A&A...570A..45A, lire en ligne)
  28. ↑ (en) D. T. Halfen, D. J. Clouthier et L. M. Ziurys, « Detection of the CCP Radical (X2Πr) in IRC +10216: A New Interstellar Phosphorus-containing Species », The Astrophysical Journal Letters, vol. 677, no 2,‎ , p. L101 (DOI 10.1086/588024, Bibcode 2008ApJ...677L.101H, lire en ligne)
  29. ↑ (en) B. E. Turner, T. C. Steimle, Leo Meerts, « Detection of Sodium Cyanide (NaCN) in IRC 10261 », The Astrophysical Journal, vol. 426,‎ , L97-L100 (Bibcode 1994ApJ...426L..97T, lire en ligne)
  30. ↑ (en) L. M. Ziurys, A. J. Apponi et T. G. Phillips, « Exotic fluoride molecules in IRC +10216: Confirmation of AlF and searches for MgF and CaF », Astrophysical Journal, Part 1, vol. 433, no 2,‎ , p. 729-732 (DOI 10.1086/174682, Bibcode 1994ApJ...433..729Z, lire en ligne)
  31. ↑ (en) J. H. He, Dinh-V-Trung, S. Kwok, H. S. P. Mueller, Y. Zhang, T. Hasegawa, T. C. Peng et Y. C. Huang, « A Spectral Line Survey in the 2 and 1.3 mm Windows toward the Carbon-rich Envelope of IRC +10216 », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 177, no 1,‎ , p. 275-325 (DOI 10.1086/587142, Bibcode 2008ApJS..177..275H, arXiv 0802.1963, lire en ligne)
Ce document provient de « https://fr.wikipedia.org/w/index.php?title=CW_Leonis&oldid=214440230 ».