Étoiles Variables RR Lyrae et Delta Scuti
Contexte : L'étude des Étoiles PulsantesÉtoiles qui subissent des variations périodiques de luminosité en raison de changements dans leur rayon et leur température de surface..
En astrophysique stellaire, l'étude des étoiles variables est fondamentale. Ces étoiles, dont la luminosité varie dans le temps, ne sont pas de simples curiosités ; elles sont des outils de mesure cosmique essentiels. Parmi elles, les étoiles de type RR LyraeÉtoiles variables pulsantes de Population II, âgées, trouvées principalement dans le halo galactique et les amas globulaires. sont de vieilles étoiles peu massives, cruciales car elles servent de "chandelles standards" pour mesurer les distances dans notre Galaxie. Les étoiles de type Delta ScutiÉtoiles variables pulsantes de Population I, plus jeunes et plus massives que les RR Lyrae, situées sur ou près de la séquence principale. sont plus jeunes, plus massives, et présentent des pulsations plus complexes. Comprendre leurs différences est la clé pour sonder la structure et l'âge des populations stellaires.
Remarque Pédagogique : Cet exercice vous apprendra à utiliser les propriétés observables (période, magnitude) de ces deux types d'étoiles pour les différencier et pour calculer des propriétés fondamentales, comme leur distance, en appliquant des relations astrophysiques clés.
Objectifs Pédagogiques
- Différencier les étoiles RR Lyrae et Delta Scuti sur la base de leurs propriétés (période, population, modes de pulsation).
- Comprendre le concept de "chandelle standard" et son application avec les RR Lyrae.
- Appliquer la formule du module de distanceLa différence entre la magnitude apparente (m) et la magnitude absolue (M). Il est lié à la distance (d) par la formule m - M = 5 log(d) - 5. pour calculer des distances stellaires.
- Utiliser une Relation Période-LuminositéUne relation observée chez certaines étoiles variables (comme les Céphéides ou les Delta Scuti) où la période de pulsation est directement liée à la luminosité intrinsèque (magnitude absolue). (P-L) pour estimer la magnitude absolue d'une étoile Delta Scuti.
Données de l'étude
Fiche Technique : Propriétés Générales
| Caractéristique | Type RR Lyrae (RRab) | Type Delta Scuti (δ Sct) |
|---|---|---|
| Population Stellaire | Population II (Vieille) | Population I (Jeune) |
| Localisation (H-R) | Branche Horizontale | Séquence Principale / Sous-géantes |
| Masse Typique | \( \approx 0.7 M_{\odot} \) | \( \approx 1.5 - 2.5 M_{\odot} \) |
| Période de Pulsation | 0.2 - 1.2 jours (typiquement ~0.5 j) | 0.02 - 0.3 jours (~30 min - 7h) |
| Magnitude Absolue \(M_V\) | Quasi constante : \( \approx +0.75 \) | Variable (dépend de P) : \( \approx +1 \) à \( +3 \) |
Position sur le Diagramme Hertzsprung-Russell (H-R)
| Nom de l'Étoile | Période Observée (jours) | Magnitude Apparente Moyenne (\(m_V\)) | Type (connu ou inconnu) |
|---|---|---|---|
| Étoile 1 | 0.567 | 7.78 | RR Lyrae (RR Lyr) |
| Étoile 2 | 0.194 | 4.20 | Delta Scuti (δ Sct) |
| Étoile 3 (X-123) | 0.150 | 10.5 | Inconnu |
Questions à traiter
- En utilisant les données de la Fiche Technique, quelle est la magnitude absolueLa magnitude qu'une étoile aurait si elle était observée à une distance standard de 10 parsecs. C'est une mesure de sa luminosité intrinsèque. (\(M_V\)) attendue pour l'Étoile 1 (RR Lyr) ?
- Calculez la distance (en parsecs) de l'Étoile 1 (RR Lyr).
- En analysant la période de l'Étoile 3 (X-123), s'agit-il plus probablement d'une RR Lyrae ou d'une Delta Scuti ? Justifiez votre réponse.
- Expliquez la différence fondamentale entre les modes de pulsation des RR Lyrae (typiquement radiaux) et ceux des Delta Scuti (radiaux et non-radiaux).
- Pour les Delta Scuti, une relation Période-Luminosité approximative est donnée par : \(M_V = -3.74 \cdot \log_{10}(P_{\text{jours}}) - 1.95\). Calculez la distance de l'Étoile 2 (δ Sct).
Les bases en Astrophysique Stellaire
Pour résoudre cet exercice, deux concepts majeurs sont nécessaires : le concept de "chandelle standard" et le calcul de distance via le module de distance.
1. Chandelles Standards et RR Lyrae
Une "chandelle standard" est un objet astrophysique dont la luminosité intrinsèque (magnitude absolue, \(M\)) est connue et supposée constante ou fiable. Les étoiles RR Lyrae sont d'excellentes chandelles standards car elles ont toutes à peu près la même magnitude absolue (\(M_V \approx +0.75\)), quelle que soit leur période ou leur métallicité exacte. Si on connaît \(M\), il suffit de mesurer la magnitude apparente (\(m\)) pour en déduire la distance.
2. Le Module de Distance
La différence entre la magnitude apparente \(m\) (ce qu'on voit) et la magnitude absolue \(M\) (la vraie luminosité) est appelée le module de distance. Il est directement lié à la distance \(d\) de l'objet (en parsecs) par la formule :
\[ m - M = 5 \cdot \log_{10}(d) - 5 \]
En réarrangeant la formule pour trouver la distance \(d\), on obtient :
\[ d = 10^{\frac{(m - M + 5)}{5}} \]
Correction : Étoiles Variables RR Lyrae et Delta Scuti
Question 1 : Quelle est la magnitude absolue (\(M_V\)) attendue pour l'Étoile 1 (RR Lyr) ?
Principe
Cette question est une question de connaissance directe. Les étoiles de type RR Lyrae sont célèbres pour leur propriété de "chandelle standard", ce qui signifie que leur magnitude absolue est considérée comme constante et connue.
Mini-Cours
Les étoiles RR Lyrae (de type RRab, le plus courant) sont des étoiles de la branche horizontale. Des études approfondies sur les amas globulaires ont montré que leur magnitude absolue moyenne dans la bande V (\(M_V\)) est remarquablement constante, autour de +0.75. Cette valeur peut varier légèrement avec la métallicité de l'étoile, mais \(M_V \approx +0.75\) est une excellente approximation standard.
Remarque Pédagogique
La première étape avant tout calcul est de vérifier si nous avons affaire à une chandelle standard. Si oui, comme c'est le cas ici, le problème est grandement simplifié car la magnitude absolue \(M\) est donnée par la physique de l'objet lui-même, et non par un calcul complexe.
Normes
En astrophysique, la "norme" est la valeur de consensus acceptée par la communauté scientifique pour une constante physique. Pour les RR Lyrae, le consensus fixe \(M_V\) à une valeur proche de +0.75.
Formule(s)
Aucune formule de calcul n'est nécessaire. Il s'agit d'une valeur de référence.
Hypothèses
Nous supposons que l'Étoile 1 (RR Lyr) est une étoile RR Lyrae typique de type RRab, dont la magnitude absolue est conforme à la valeur standard.
Donnée(s)
La seule donnée nécessaire est tirée de la Fiche Technique fournie dans l'énoncé.
| Caractéristique | Valeur |
|---|---|
| Magnitude Absolue \(M_V\) (Type RR Lyrae) | \( \approx +0.75 \) |
Astuces
Ne vous laissez pas distraire par les autres informations de l'énoncé (période, \(m_V\)) pour cette question. La question porte sur la magnitude absolue *attendue* basée sur son type, et non sur un calcul.
Calcul(s)
Aucun calcul n'est requis. La réponse est une lecture directe des propriétés connues des étoiles RR Lyrae.
Réflexions
Le fait qu'une étoile aussi lointaine ait une propriété intrinsèque aussi fiable est ce qui en fait un outil cosmologique si puissant. Sa période de 0.567 jours est d'ailleurs très typique pour ce genre d'étoile.
Points de vigilance
Ne pas confondre magnitude apparente (\(m_V = 7.78\)), qui dépend de la distance, et magnitude absolue (\(M_V\)), qui est une propriété intrinsèque de l'étoile.
Points à retenir
- Les étoiles RR Lyrae sont des chandelles standards.
- Leur magnitude absolue \(M_V\) est d'environ +0.75.
Le saviez-vous ?
C'est en grande partie grâce aux étoiles variables (d'abord les Céphéides, puis les RR Lyrae) que les astronomes comme Harlow Shapley ont pu pour la première fois estimer la taille de notre propre Galaxie, la Voie Lactée, et la position du Soleil en son sein (indice : nous ne sommes pas au centre !).
FAQ
Nous utilisons les données fournies pour cet exercice.
Résultat Final
A vous de jouer
Si une autre étoile RR Lyrae avait une magnitude apparente \(m_V = 15.0\), quelle serait sa magnitude absolue \(M_V\) ?
Mini Fiche Mémo
Synthèse de la Question 1 :
- Concept Clé : Chandelle Standard.
- Objet : RR Lyrae.
- Valeur Clé : \(M_V \approx +0.75\).
Question 2 : Calculez la distance (en parsecs) de l'Étoile 1 (RR Lyr).
Principe
Maintenant que nous connaissons la magnitude apparente (\(m_V\), mesurée) et la magnitude absolue (\(M_V\), intrinsèque) de l'étoile, nous pouvons utiliser la formule du module de distance pour trouver la distance \(d\).
Mini-Cours
Le module de distance \(m - M\) est une mesure de la distance basée sur le fait que la lumière d'un objet diminue avec le carré de la distance. La relation \(m - M = 5 \log_{10}(d) - 5\) (où \(d\) est en parsecs) est l'outil fondamental pour convertir cette différence de magnitude en une distance physique.
Remarque Pédagogique
C'est l'application la plus directe d'une chandelle standard. Étape 1 : Trouver \(M\) (fait à la Q1). Étape 2 : Mesurer \(m\) (donné dans l'énoncé). Étape 3 : Appliquer la formule pour trouver \(d\).
Normes
La formule du module de distance est une définition standard en astronomie, basée sur la définition des magnitudes et la loi de l'inverse carré de la lumière.
Formule(s)
La formule principale à utiliser est la version réarrangée du module de distance pour isoler \(d\).
Hypothèses
Nous supposons que l'espace entre nous et l'étoile est transparent, c'est-à-dire que nous négligeons l'extinction interstellaire (l'absorption de la lumière par la poussière cosmique), qui "rougit" la lumière et augmente la magnitude apparente.
Donnée(s)
Nous avons besoin de deux valeurs :
| Paramètre | Symbole | Valeur | Source |
|---|---|---|---|
| Magnitude Apparente Moyenne | \(m_V\) | 7.78 | Tableau de l'Énoncé |
| Magnitude Absolue | \(M_V\) | 0.75 | Résultat de la Q1 |
Astuces
Calculez d'abord le module de distance \((m_V - M_V)\). Ensuite, calculez l'exposant total \((m_V - M_V + 5) / 5\). Finalement, appliquez la puissance de 10. Cela évite les erreurs de calcul.
Calcul(s)
Étape 1 : Calculer le module de distance \((m_V - M_V)\)
Étape 2 : Calculer l'exposant pour la distance
Étape 3 : Calculer la distance \(d\)
Réflexions
Une distance de 255 parsecs (environ 831 années-lumière) place cette étoile fermement dans notre voisinage galactique. RR Lyrae, l'étoile prototype, est en effet l'une des étoiles RR Lyrae les plus proches de nous.
Points de vigilance
L'erreur la plus commune est d'oublier le "+ 5" dans la formule, ou de mal diviser. Assurez-vous que le \((m - M + 5)\) est entièrement calculé avant d'être divisé par 5.
Points à retenir
- La formule de distance est \(d = 10^{(m - M + 5) / 5}\).
- \(d\) est en parsecs (pc).
Le saviez-vous ?
Un parsec (pc) est une unité de distance. Il est défini comme la distance à laquelle une unité astronomique (la distance Terre-Soleil) sous-tend un angle d'une seconde d'arc. 1 parsec équivaut à environ 3.26 années-lumière.
FAQ
...
Résultat Final
A vous de jouer
En utilisant \(M_V = +0.75\), quelle est la distance d'une étoile RR Lyrae observée avec une magnitude apparente \(m_V = 10.0\)?
Mini Fiche Mémo
Synthèse de la Question 2 :
- Concept Clé : Module de Distance.
- Formule : \(d = 10^{(m - M + 5) / 5}\).
- Application : \(d = 10^{(7.78 - 0.75 + 5) / 5} \approx 255 \text{ pc}\).
Question 3 : En analysant la période de l'Étoile 3 (X-123), s'agit-il plus probablement d'une RR Lyrae ou d'une Delta Scuti ? Justifiez.
Principe
Cette question teste la capacité à utiliser les données de la Fiche Technique pour classifier un objet inconnu. La période de pulsation est un critère de classification très discriminant.
Mini-Cours
Comme le montre la Fiche Technique, les RR Lyrae et les Delta Scuti occupent des "niches" de périodes différentes. Les RR Lyrae ont des périodes de l'ordre de 0.2 à 1.2 jours (typiquement 12-15 heures). Les Delta Scuti ont des périodes beaucoup plus courtes, de 0.02 à 0.3 jours (environ 30 minutes à 7 heures).
Remarque Pédagogique
En astrophysique, la classification est une étape fondamentale. On compare les propriétés observées d'un objet inconnu (ici, Période = 0.150 jours) à des "catalogues" de propriétés d'objets connus (la Fiche Technique) pour trouver la meilleure correspondance.
Normes
La classification des étoiles variables est standardisée par le GCVS (General Catalogue of Variable Stars). Les classes "RR" (pour RR Lyrae) et "DSCT" (pour Delta Scuti) y sont formellement définies.
Formule(s)
Aucun calcul n'est nécessaire. Il s'agit d'une comparaison de valeurs.
Donnée(s)
Nous avons besoin de trois informations :
| Paramètre | Valeur | Source |
|---|---|---|
| Période de l'Étoile 3 | 0.150 jours | Tableau de l'Énoncé |
| Gamme de Périodes (RR Lyrae) | 0.2 - 1.2 jours | Fiche Technique |
| Gamme de Périodes (Delta Scuti) | 0.02 - 0.3 jours | Fiche Technique |
Astuces
Il peut être utile de convertir les jours en heures pour mieux "sentir" la durée. \(0.150 \text{ jours} \times 24 \text{ h/jour} = 3.6 \text{ heures}\). \(0.2 \text{ jours} \times 24 \text{ h/jour} = 4.8 \text{ heures}\). On voit immédiatement que 3.6h est en dehors de la gamme des RR Lyrae (qui commence à 4.8h) mais en plein dans la gamme des Delta Scuti (30 min - 7h).
Calcul(s)
L'analyse est une comparaison :
On observe que \(0.02 \le 0.150 \le 0.3\). Cependant, \(0.150 < 0.2\), donc la période n'est *pas* dans la gamme des RR Lyrae.
Réflexions
La période est l'un des indices les plus forts. D'autres indices, comme la forme de la courbe de lumière (très asymétrique pour les RRab, plus sinusoïdale pour les Delta Scuti) ou le spectre (qui révèle la température et la population), permettraient de confirmer le diagnostic.
Points de vigilance
Attention à ne pas se tromper dans les comparaisons de décimaux. \(0.150\) est bien plus petit que \(0.200\).
Points à retenir
- Les Delta Scuti ont des périodes beaucoup plus courtes (quelques heures) que les RR Lyrae (typiquement > 12 heures).
Le saviez-vous ?
Les étoiles Delta Scuti sont parfois appelées "Céphéides naines" en raison de leur position sur le diagramme H-R (proche de la séquence principale) et de leur mécanisme de pulsation similaire (le mécanisme kappa), bien qu'elles soient moins lumineuses et plus rapides que les Céphéides classiques.
FAQ
...
Résultat Final
A vous de jouer
Une étoile est découverte avec une période de 0.7 jours. Est-ce une RR Lyrae ou une Delta Scuti ?
Mini Fiche Mémo
Synthèse de la Question 3 :
- Concept Clé : Classification par la période.
- Comparaison : \(P = 0.150 \text{ j}\).
- Conclusion : \(P\) est dans la gamme Delta Scuti \([0.02 ; 0.3]\) et hors de la gamme RR Lyrae \([0.2 ; 1.2]\).
Question 4 : Expliquez la différence fondamentale entre les modes de pulsation des RR Lyrae et ceux des Delta Scuti.
Principe
Cette question porte sur la physique interne de la pulsation. Les étoiles ne pulsent pas toutes de la même manière. La géométrie de la pulsation est un autre critère de classification important.
Mini-Cours
Il existe deux grands types de modes de pulsation :
1. Modes Radiaux : L'étoile conserve sa forme sphérique mais son rayon change. Elle gonfle et se contracte uniformément dans toutes les directions, comme un ballon que l'on gonfle et dégonfle. C'est le mode de pulsation dominant (souvent le mode fondamental ou le premier harmonique) des RR Lyrae.
2. Modes Non-Radiaux : L'étoile se déforme. Certaines parties de la surface montent pendant que d'autres descendent. L'étoile "oscille" comme une cloche. Les Delta Scuti sont célèbres pour avoir un mélange très complexe de modes radiaux *et* non-radiaux, ce qui rend leur courbe de lumière très complexe (multi-périodique).
Remarque Pédagogique
Imaginez une RR Lyrae comme un simple "poum-poum" (gonflement/contraction). Imaginez une Delta Scuti comme un instrument de musique complexe jouant plusieurs notes (fréquences) en même temps, créant des interférences.
Normes
L'étude des modes de pulsation stellaires s'appelle l'astérosismologie. Elle modélise ces pulsations à l'aide d'harmoniques sphériques (\(Y_l^m\)), où \(l=0\) représente les modes radiaux et \(l > 0\) les modes non-radiaux.
Schéma (Avant les calculs)
Visualisation des modes de pulsation.
Modes de Pulsation
Réflexions
La présence de modes non-radiaux chez les Delta Scuti est ce qui les rend si intéressantes pour l'astérosismologie. En "décomposant" les différentes fréquences de pulsation, on peut sonder la structure interne de l'étoile (rotation, composition) avec une précision incroyable.
Points à retenir
- RR Lyrae : Pulsation simple, principalement radiale.
- Delta Scuti : Pulsation complexe, mélange de modes radiaux et non-radiaux.
Le saviez-vous ?
Le Soleil aussi pulse ! Il oscille selon des millions de modes non-radiaux, avec des périodes de l'ordre de 5 minutes. L'étude de ces oscillations, l'héliosismologie, nous a permis de cartographier l'intérieur du Soleil (sa rotation différentielle, la profondeur de sa zone convective) avec une précision qui était impensable auparavant.
Résultat Final
A vous de jouer
Un astronome observe une étoile dont la courbe de lumière ne peut être expliquée que par la superposition de 5 fréquences de pulsation différentes. S'agit-il plus probablement d'une RR Lyrae ou d'une Delta Scuti ?
Mini Fiche Mémo
Synthèse de la Question 4 :
- RR Lyrae : Radial (sphère qui respire).
- Delta Scuti : Radial + Non-Radial (sphère qui se déforme).
Question 5 : Pour les Delta Scuti, une relation P-L approximative est donnée par : \(M_V = -3.74 \cdot \log_{10}(P_{\text{jours}}) - 1.95\). Calculez la distance de l'Étoile 2 (δ Sct).
Principe
Contrairement aux RR Lyrae, les Delta Scuti n'ont pas une magnitude absolue constante. Cependant, elles suivent une Relation Période-Luminosité (P-L) : leur période est liée à leur luminosité. Nous allons utiliser cette relation pour trouver \(M_V\) d'abord, puis utiliser le module de distance (comme à la Q2) pour trouver la distance \(d\).
Mini-Cours
Pour les étoiles pulsantes sur la bande d'instabilité (Céphéides, Delta Scuti), la période de pulsation (facile à mesurer) est un excellent indicateur de la luminosité intrinsèque (difficile à mesurer). Une fois \(M_V\) calculée grâce à la relation P-L, l'étoile peut être utilisée comme "chandelle standard... isable" pour trouver sa distance.
Remarque Pédagogique
C'est un problème en deux étapes : 1. \(P \rightarrow M_V\) (en utilisant la relation P-L) 2. \((m_V, M_V) \rightarrow d\) (en utilisant le module de distance)
Normes
Les relations P-L sont des lois empiriques, calibrées grâce à des étoiles dont la distance est connue par d'autres méthodes (par exemple, la parallaxe trigonométrique).
Formule(s)
Deux formules sont nécessaires :
1. Relation Période-Luminosité (P-L) (donnée)
2. Formule de la distance
Hypothèses
Nous supposons que l'Étoile 2 suit parfaitement cette relation P-L et que, comme pour la Q2, l'extinction interstellaire est négligeable.
Donnée(s)
Nous avons besoin des données de l'Étoile 2 :
| Paramètre | Symbole | Valeur | Source |
|---|---|---|---|
| Période Observée | \(P\) | 0.194 jours | Tableau de l'Énoncé |
| Magnitude Apparente Moyenne | \(m_V\) | 4.20 | Tableau de l'Énoncé |
Astuces
Attention à la fonction \(\log_{10}\). \(\log_{10}(0.194)\) sera négatif, car \(0.194 < 1\). Le double signe "moins" (de \(-3.74\) et du \(\log\)) donnera un terme positif.
Calcul(s)
Étape 1 : Calculer \(\log_{10}(P)\)
Étape 2 : Calculer la Magnitude Absolue \(M_V\)
Étape 3 : Calculer la distance \(d\)
Réflexions
Une magnitude absolue de +0.713 est très raisonnable pour une Delta Scuti (dans la gamme +1 à +3 citée). Une distance de 50 pc est très proche, ce qui est logique pour une étoile de magnitude apparente 4.2 (visible à l'œil nu). Delta Scuti elle-même est en effet à environ 51.5 pc de nous.
Points de vigilance
Ne pas utiliser la magnitude absolue des RR Lyrae (\(M_V = +0.75\)) pour une étoile Delta Scuti. Chaque type de variable a sa propre calibration (ou sa propre relation P-L).
Points à retenir
- Les Delta Scuti (et Céphéides) utilisent une Relation Période-Luminosité (P-L) pour trouver \(M_V\).
- Le calcul de distance se fait en deux temps : \(P \rightarrow M_V\) puis \((m, M) \rightarrow d\).
Résultat Final
A vous de jouer
Avec la même relation P-L, calculez la distance de l'Étoile 3 (X-123) (P=0.150 j, m_V=10.5).
Mini Fiche Mémo
Synthèse de la Question 5 :
- Concept Clé : Relation P-L (Delta Scuti).
- Calcul 1 : \(M_V = -3.74 \log(0.194) - 1.95 \approx +0.71\).
- Calcul 2 : \(d = 10^{(4.20 - 0.71 + 5) / 5} \approx 49.8 \text{ pc}\).
Outil Interactif : Simulateur de Distance (Delta Scuti)
Utilisez cet outil pour explorer la relation Période-Luminosité-Distance pour les étoiles Delta Scuti, en utilisant la loi de la Question 5.
Paramètres d'Entrée
Résultats Clés
Quiz Final : Testez vos connaissances
1. Quelle est la principale utilité des étoiles RR Lyrae en astronomie ?
2. Une étoile a une période de 3 heures (0.125 jours). De quel type est-elle le plus probablement ?
3. Si la magnitude apparente \(m\) est PLUS GRANDE que la magnitude absolue \(M\), cela signifie que...
4. Les étoiles Delta Scuti sont typiquement...
5. Qu'est-ce qu'un mode de pulsation "non-radial" ?
Glossaire
- Delta Scuti (δ Sct)
- Étoile variable pulsante de Population I (jeune), située sur ou près de la séquence principale, avec des périodes très courtes (0.02-0.3 j) et des modes de pulsation radiaux et non-radiaux complexes.
- Magnitude Absolue (\(M\))
- La magnitude (luminosité) intrinsèque d'une étoile, définie comme la magnitude qu'elle aurait si elle était située à une distance standard de 10 parsecs.
- Magnitude Apparente (\(m\))
- La luminosité d'une étoile telle qu'observée depuis la Terre. Elle dépend de la luminosité intrinsèque ET de la distance.
- Module de Distance
- La différence \(m - M\). C'est une mesure directe de la distance, via la formule \(m - M = 5 \log_{10}(d) - 5\).
- Pulsation (Radiale / Non-Radiale)
- Variations de l'étoile. Radiale : l'étoile reste sphérique en changeant de rayon. Non-Radiale : l'étoile se déforme (oscille).
- Relation Période-Luminosité (P-L)
- Une relation empirique chez certaines étoiles variables (Céphéides, Delta Scuti) où la période de pulsation est directement liée à la magnitude absolue.
- RR Lyrae
- Étoile variable pulsante de Population II (vieille), utilisée comme "chandelle standard" car sa magnitude absolue est quasi constante (\(M_V \approx +0.75\)). Périodes de 0.2-1.2 jours.
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