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« SV Vulpeculae » : différence entre les versions

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Version du 1 octobre 2018 à 18:58

SV Vulpeculae
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 19h 51m 30,90640s[1]
Déclinaison 27° 27′ 36,8307″[1]
Constellation Petit Renard
Magnitude apparente 6,72 - 7,79[2]

Localisation dans la constellation : Petit Renard

(Voir situation dans la constellation : Petit Renard)
Caractéristiques
Type spectral F7Iab-K0Iab[2]
Indice U-B +0,868 - +1,659[3]
Indice B-V +1,149 - +1,786[3]
Variabilité δ Cep[2]
Astrométrie
Vitesse radiale −2,00 km/s[4]
Parallaxe 0,180 ± 0,81 mas[1]
Distance ? al
(2 450[5] pc)
Magnitude absolue −6,21[5]
Caractéristiques physiques
Masse 14,6 - 15,8 M☉[6]
Rayon 187,9 - 238,4 R☉[7]
Gravité de surface (log g) 0,50 - 1,60[8]
Luminosité 19 800 L☉[9]
Température 4 861 - 6 110 K[8]
Métallicité +0,05[8]

Désignations

SV Vul, HD 187921, HIP 97717, BD+27°3536

modifier Consultez la documentation du modèle

SV Vulpeculae est une étoile variable Céphéide classique (δ Céphéide) de la constellation du Petit Renard. C'est une supergéante située à une distance d'environ 8000 années-lumière.

SV Vulpeculae est une variable δ Céphéide dont la magnitude apparente visuelle varie de 6,72 à 7,79 sur une période de 45,0121 jours. Sa courbe de lumière est fortement asymétrique, avec la montée entre le minimum et le maximum prenant moins du tiers du temps de la descente du maximum au minimum[10]. Sa période décroît en moyenne de 214 secondes/an[9].

SV Vulpeculae est une supergéante lumineuse jaune environ vingt mille fois plus lumineuse que le Soleil, avec un type spectral qui varie entre F tardif et K précoce. Elle pulse et sa température varie entre moins de 5000 K et plus de 6000 K[8]. Le rayon est de 216,5 R☉ au maximum, et varie entre 188 R☉ et 238 R☉ pendant que l'étoile pulse[7].

La masse de SV Vulpeculae est actuellement voisine de 15 M☉, et était estimée à environ 17 M☉ quand elle était sur la séquence principale. La vitesse de variation de la période et les abondances atmosphériques montrent que l'étoile traverse la bande d'instabilité pour la deuxième fois. La première traversée de la bande d'instabilité se produit rapidement lors de la transition de la séquence principale vers le stade de supergéante rouge. La deuxième traversée se produit lors de la combustion du cœur d'hélium quand l'étoile décrit une boucle bleue, devenant plus chaude pendant un certain temps avant de retourner au stade de supergéante rouge[9].

Références

  1. ↑ a b et c F. Van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy and Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
  2. ↑ a b et c N. N. Samus et O. V. Durlevich, « VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) », VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S, vol. 1,‎ (Bibcode 2009yCat....102025S)
  3. ↑ a et b L. N. Berdnikov, « VizieR Online Data Catalog: Photoelectric observations of Cepheids in UBV(RI)c (Berdnikov, 2008) », VizieR On-line Data Catalog: II/285. Originally published in: 2008yCat.2285....0B, vol. 2285,‎ (Bibcode 2008yCat.2285....0B)
  4. ↑ G. A. Gontcharov, « Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system », Astronomy Letters, vol. 32, no 11,‎ , p. 759 (DOI 10.1134/S1063773706110065, Bibcode 2006AstL...32..759G, arXiv 1606.08053)
  5. ↑ a et b M. A. T. Groenewegen, « Baade-Wesselink distances and the effect of metallicity in classical cepheids », Astronomy and Astrophysics, vol. 488,‎ , p. 25 (DOI 10.1051/0004-6361:200809859, Bibcode 2008A&A...488...25G, arXiv 0807.1269)
  6. ↑ F. Caputo, G. Bono, G. Fiorentino, M. Marconi et I. Musella, « Pulsation and Evolutionary Masses of Classical Cepheids. I. Milky Way Variables », The Astrophysical Journal, vol. 629, no 2,‎ , p. 1021 (DOI 10.1086/431641, Bibcode 2005ApJ...629.1021C, arXiv astro-ph/0505149)
  7. ↑ a et b M. Imbert, « Détermination des rayons de Céphéides. V. Vitesses radiales et dimensions de 22 Céphéides galactiques. Determination of the radii of Cepheids V. Radial velocities and dimensions of 22 galactic Cepheids », Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 140,‎ , p. 79 (DOI 10.1051/aas:1999515, Bibcode 1999A&AS..140...79I)
  8. ↑ a b c et d V. V. Kovtyukh, S. M. Andrievsky, S. I. Belik et R. E. Luck, « Phase-dependent Variation of the Fundamental Parameters of Cepheids. II. Periods Longer than 10 Days », The Astronomical Journal, vol. 129,‎ , p. 433 (DOI 10.1086/426339, Bibcode 2005AJ....129..433K)
  9. ↑ a b et c D. G. Turner et L. N. Berdnikov, « On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Vulpeculae », Astronomy and Astrophysics, vol. 423,‎ , p. 335 (DOI 10.1051/0004-6361:20040163, Bibcode 2004A&A...423..335T)
  10. ↑ R. Schaltenbrand et G. A. Tammann, « The light curve parameters of photoelectrically observed galactic Cepheids », Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 4,‎ , p. 265 (Bibcode 1971A&AS....4..265S)

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