EX Lupi

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EX Lupi
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Vue d'artiste du disque entourant EX Lupi, montrant la formation de cristaux de silicates.
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 16h 03m 05,49151s[1]
Déclinaison −40° 18′ 25,4267″[1]
Constellation Loup
Magnitude apparente 8,5 à 14,3[2]

Localisation dans la constellation : Loup

(Voir situation dans la constellation : Loup)
Caractéristiques
Type spectral M0[3]
Variabilité YY Ori[4] (EXor[2])
Astrométrie
Vitesse radiale −0,9 ± 0,1 km/s[5]
Mouvement propre μα = −10,157 mas/a[1]
μδ = −22,531 mas/a[1]
Parallaxe 6,463 4 ± 0,015 0 mas[1]
Distance 154,717 ± 0,359 pc (∼505 al)[6]
Caractéristiques physiques
Masse 0,6 M☉[5]
Rayon 1,6 R☉[5]
Luminosité 1,23 ± 0,53 L☉[3]
Température 3 850 ± 177 K[3]
Rotation 4,4 ± 2,0 km/s[7]

Désignations

EX Lup, HD 325367, IRAS 15597 -4010, 2MASS J16030548-4018254[6], HV 11976[8]

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EX Lupi (en abrégé EX Lup) est une jeune étoile de type T Tauri de la constellation australe du Loup. C'est une variable irrégulière[9] qui est le prototype d'une sous-classe de jeunes étoiles éruptives et de faible masse nommées les variables de type EX Lupi, ou EXors[5], EX Lupi étant sa désignation d'étoile variable. C'est un astre largement étudié dont les premières données remontent à près de 130 ans[10]. À son niveau d'activité minimal, EX Lupi ressemble à une étoile T Tauri classique de type spectral M0[11]. Sa faible déclinaison de −40° la rend difficile à observer pour les observateurs de l'hémisphère nord[11]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, l'étoile est localisée à une distance d'environ ∼ 505 a.l. (∼ 155 pc) du Soleil[1]. Elle est située près du bord d'un trou dans le complexe des nuages du Loup, une région de formation d'étoiles[12].

En 1944, Edith M. Janssen, travaillant à observatoire Harvard, a remarqué qu'un spectre stellaire montrait des raies lumineuses sur une plaque photographique prise le , mais que ces raies n'étaient pas présentes sur un spectre pris quelques mois plus tôt le . Cette étoile s'est avéré n'être que deux magnitudes plus faible que durant son maximum de luminosité, de telle sorte qu'une nova était à exclure. D. B. McLaughlin a ensuite entrepris une étude de l'objet remontant jusqu'à 1893, détectant d'autres éruptions en 1901, 1914, 1925, 1929 et 1934. À chaque fois sa luminsoité s'accroissait de deux magnitudes, et cet accroissement était suivi de fluctuations irrégulières mais plus faibles qui duraient 1 à 2 ans, avant que sa luminosité ne retourne à un minimum quasi constant d'une magnitude de 13,2[8]. Désormais désignée EX Lupi, George Herbig a étudié le spectre de cette variable irrégulière en 1950, montrant qu'il est similaire aux autres étoiles à raies d'émission associées à des nébuleuses obscures[13].

L'éruption suivante observée, qui est survenue durant la période 1955–1957, a été suivie par A. F. Jones. L'étoile atteignit une magnitude culminant à 8,4, suivie d'une augmentation de luminosité secondaire environ 300 jours plus tard[11]. Après une période de calme durant les années 1980, une nouvelle poussée éruptive a été observée en [9]. L'étoile a atteint une magnitude de 11,5 le , puis de nouveau le [11]. La cause de ces éruptions est désormais comprise comme étant le résultat d'événements d'accrétion de masse, la matière entrante libérant son énergie cinétique sur l'étoile T Tauri. Cela créée une région en émission chaude qui domine les émissions de lumière de l'étoile. Un grand nombre de ces raies d'émission montrent un profil P Cygni inverse, montrant de ce fait qu'elles sont créés par des matériaux s'accrétant sur l'étoile. Les raies d'absorption du spectre montrent un décalage vers le rouge indiquant une vitesse de 300 km/s[9].

Courbe de lumière en bande visible de EX Lupi, issue des données de l'AAVSO[14].

Une éruption majeure de EX Lupi a commencé en [15] et elle a atteint une magnitude de 8 en février[16]. Elle est restée optiquement plus brillante de cinq magnitudes durant une période de sept mois[17]. Des observations en infrarouge du disque circumstellaire de l'étoile durant l'éruption ont révélé des caractéristiques spectrales indiquant la présence de cristaux de silicate, incluant de fortes indications de présence de forstérite. Ces caractéristiques ressemblent à celles vues dans les comètes et dans certains disques protoplanétaires. La température du disque est pour l'essentiel inférieure à 700 K, indiquant qu'il existe un trou interne libre de poussières jusqu'à un rayon de 0,2 ua de l'étoile[16]. Le disque pourrait s'étendre jusqu'à une distance d'au moins 150 ua. En phase stellaire calme, la composante silicatée observée à une longueur d'onde de 10 μm peut être expliquée par des formes amorphes d'olivine et de pyroxène[5].

De la matière issue du disque circumstellaire est accrétée sur l'étoile par le biais de colonnes d'accrétion[7]. Ces colonnes pourraient être la cause des variations de vitesse radiale d'une période de 7,417 jours que l'on observe. EX Lupi accrète de masse à un rythme typique estimé à 3,6 × 10−8 M☉·a−1, qui peut s'élever jusqu'à un taux taux de 10−7 M☉·a−1 lors les plus grandes éruptions[3], où elle accrète une masse totale de 0,1 M⊕[10]. Entre les éruptions, l'étoile connaît une variabilité modérée de 1–2 magnitudes due à des variations du taux d'accrétion[7]. En 2022, elle connaît une nouvelle éruption, marquée par une augmentation de deux magnitudes, et elle pourrait en être la première d'une série dans les années à venir. L'analyse de sa courbe de lumière indique la présence à la fois d'une zone froide et d'une zone chaude à sa surface[10].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c d e et f (en) A. Vallenari et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3 : Summary of the content and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 674,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211). Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ a et b « VSX : Detail for EX Lupi », sur The International Variable Star Index, AAVSO (consulté le )
  3. ↑ a b c et d (en) J. M. Alcalá et al., « X-shooter spectroscopy of young stellar objects in Lupus. Accretion properties of class II and transitional objects », Astronomy & Astrophysics, vol. 600,‎ , p. 42, article no A20 (DOI 10.1051/0004-6361/201629929, Bibcode 2017A&A...600A..20A, arXiv 1612.07054)
  4. ↑ (en) N. N. Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80-88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne)
  5. ↑ a b c d et e (en) N. Sipos et al., « EX Lupi in quiescence », Astronomy & Astrophysics, vol. 507, no 2,‎ , p. 881–889 (DOI 10.1051/0004-6361/200911641, Bibcode 2009A&A...507..881S, arXiv 0906.3168)
  6. ↑ a et b (en) HD 325367 -- Orion Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  7. ↑ a b et c (en) Aurora Sicilia-Aguilar et al., « Accretion dynamics of EX Lupi in quiescence. The star, the spot, and the accretion column », Astronomy & Astrophysics, vol. 580,‎ , p. 33, article no A82 (DOI 10.1051/0004-6361/201525970, Bibcode 2015A&A...580A..82S, arXiv 1505.08011)
  8. ↑ a et b (en) Dean B. McLaughlin, « The nova-like variable star HV 11976 », The Astronomical Journal, vol. 52,‎ , p. 109 (DOI 10.1086/105935 Accès libre, Bibcode 1946AJ.....52..109M)
  9. ↑ a b et c (en) T. Lehmann, B. Reipurth et W. Brandner, « The outburst of the T Tauri star EX LUPI in 1994 », Astronomy & Astrophysics, vol. 300,‎ , p. L9 (Bibcode 1995A&A...300L...9L, arXiv astro-ph/9506066)
  10. ↑ a b et c (en) Mu-Tian Wang et al., « The Accretion History of EX Lup: A Century of Bursts, Outbursts, and Quiescence », The Astrophysical Journal (à paraître),‎ (arXiv 2308.11895)
  11. ↑ a b c et d (en) G. H. Herbig et al., « The 1993-1994 Activity of EX Lupi », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 113, no 790,‎ , p. 1547–1553 (DOI 10.1086/324420, Bibcode 2001PASP..113.1547H)
  12. ↑ (en) G. H. Herbig, « EX Lupi: History and Spectroscopy », The Astronomical Journal, vol. 133, no 6,‎ , p. 2679–2683 (DOI 10.1086/517494 Accès libre, Bibcode 2007AJ....133.2679H)
  13. ↑ (en) George H. Herbig, « The Spectra of Five Irregular Variable Stars », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 62, no 367,‎ , p. 211 (DOI 10.1086/126276 Accès libre, Bibcode 1950PASP...62..211H)
  14. ↑ (en) « Download Data », sur aavso.org, AAVSO (consulté le )
  15. ↑ (en) A. F. A. L. Jones, « EX Lupi », Central Bureau Electronic Telegrams, D. W. E. Green, vol. 1217, no 1,‎ , p. 1 (Bibcode 2008CBET.1217....1J)
  16. ↑ a et b (en) P. Ábrahám et al., « Episodic formation of cometary material in the outburst of a young Sun-like star », Nature, vol. 459, no 7244,‎ , p. 224–226 (DOI 10.1038/nature08004, Bibcode 2009Natur.459..224A, arXiv 0906.3161)
  17. ↑ (en) Colin Aspin et al., « The 2008 Extreme Outburst of the Young Eruptive Variable Star EX Lupi », The Astrophysical Journal Letters, vol. 719, no 1,‎ , L50–L55 (DOI 10.1088/2041-8205/719/1/L50, Bibcode 2010ApJ...719L..50A, arXiv 1007.4178)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Article connexe[modifier | modifier le code]

Lien externe[modifier | modifier le code]

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