Le Dr. Vjtech SIMON, astronome au Centre d'Astrophysique d'Ondrejov en République Tchèque et Petr SOBOTKA, responsable du Groupe MEDUZA, la secton Etoiles Variables de la Société Astronomique Tchèque, nous demandent de participer à une campagne internationale d'observation de la variable QR Andromedae.

Les satellites Einstein d'abord, Rosat ensuite ont découvert de nombreuses sources de rayonnements X mous (SSS = supersoft X-ray sources). Dans le cadre de ces recherches de sources SSS galactiques, Rosat a ainsi découvert la source RX J0019.8+2156 qui a été identifiée avec une étoile de magnitude V= 12.2 (K. Beuermann et al. A&A, vol. 294, L1-L4, 1995). L'étoile figure dans le GSC sous le nø 1185-1428 et a obtenu la dénomination QR And dans la 73ème liste de dénomination (IBVS 4471, 1997) ; elle est classée Nl.

Des recherches faites dans les collections de clichés photographiques, notamment à Harvard et à Sonneberg, ont permis à J. Greiner et W. Wenzel (A&A, 194, L5-l8, 1995) de déterminer le comportement particulier de l'étoile

- variations cycliques avec une période de 15,8 heures et une amplitude de 0,3 magnitude
- pulsations de quasi-périodes d'environ 2 heures avec une amplitude inférieure à 0,1 magnitude
- variations à long terme, apparemment non périodiques, avec des intervalles de plus de 20 ans et une amplitude de 1 magnitude
- fluctuations irrégulières sur une durée de quelques semaines ou mois et de faible amplitude

On a observé deux sursauts optiques d'environ 1 magnitude en 1931/32 d'une durée de 14 mois et en 1969 d'une durée d'un peu moins de 10 mois. Ces deux sursauts ont été suivis de périodes de repos d'une vingtaine d'années.

Selon le modèle couramment admis (van den Heuvel et al., A&A 262,97-1992), les "SSS", dont fait partie QR And, sont des binaires rapprochées semblables aux variables cataclysmiques "classiques". Elles en diffèrent par le fait que la masse de l'étoile abandonnant de la matière est importante. Il arrive même que sa masse soit plus importante que celle de sa compagne, la naine blanche. Il y a alors échange mutuel de matière. Cette phase constitue un bref épisode dans l'évolution des binaires : le taux de transfert de masse est extrêmement élevé, bien plus élevé que dans une cataclysmique classique et l'étoile ayant initialement perdu de sa masse tend à devenir plus massive que son compagnon. Etant donné la courte durée de cette phase, les chances de découverte sont petites. QR And est une des rares exceptions. Le taux de transfert de masse élevé rend le disque d'accrétion plus lumineux que celui des cataclysmiques ordinaires. En outre l'importante quantité de masse provoque des réactions thermonucléaires, puissantes sources de rayonnement X super-mous. Une partie de ces rayons sont absorbés par le disque d'accrétion, qui s'échauffe, et l'énergie est re-émise dans le visible. La luminosité des binaires "super-soft" ne provient donc pas uniquement du processus d'accrétion, mais également du rayonnement X re-émis, de sorte que ces systèmes sont plus brillants que les cataclysmiques ordinaires. Malheureusement et bien que les binaires "super-soft" soient des sources puissantes de rayons X mous, ces rayonnements ne peuvent être observés que rarement car ils sont absorbés par le milieu interstellaire. Le rayonnement X de QR And a été observé : c'est ce qui en fait un objet exceptionnel. L'acquisition d'informations supplémentaires sur ses variations d'éclat rendra plus facile l'identification d'autres membres de cette classe d'objets dont les rayonnements en X ont été trop absorbés pour pouvoir être observés. La variable bien connue V Sge pourrait en être un candidat plein de promesses.

Des cartes réalisées par notre collègue Sobotka figurent en annexe au présent bulletin ; d'autres cartes, au format AFOEV, sont en préparation. En raison des différents types de variations, il serait avantageux de faire plusieurs observations au cours d'une nuit en notant l'heure à trois décimales de jour et en fournissant le détail de la comparaison. Des mesures CCD seraient particulièrement utiles, parce que plus précises : utiliser dans ce cas comme étoile de comparaison l'étoile C = GSC 1185-1414, V=10,55 mag. et B-V=1,46 mag.