SX Phoenicis

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SX Phoenicis
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 23h 46m 32,893s[1]
Déclinaison −41° 34′ 54,771″[1]
Constellation Phénix
Magnitude apparente 6,76 – 7,53[2]

Localisation dans la constellation : Phénix

(Voir situation dans la constellation : Phénix)
Caractéristiques
Type spectral A2 V[3]
Indice U-B +0,05[4]
Indice B-V +0,23[4]
Variabilité SX Phe[2]
Astrométrie
Vitesse radiale −37 km/s[5]
Mouvement propre μα = +255,287[1] mas/a
μδ = −857,036[1] mas/a
Parallaxe 11,999 6 ± 0,053 5 mas[1]
Distance 83,336 1 ± 0,371 6 pc (∼272 al)[1]
Magnitude absolue +2,87[6]
Caractéristiques physiques
Masse 1,0 M☉[7]
Rayon 1,50 R☉[1]
Gravité de surface (log g) 4,06[8]
Luminosité 5,89 L☉[6]
Température 7 684 K[7]
Métallicité −1,4 [Fe/H][8]
Rotation < 18 km/s[4]
Âge 4,07×109 a[7]

Désignations

SX Phe, HD 223065, HIP 117254, CD-42 16457, CPD-42 9607, SAO 231773, LHS 4013, LTT 9698[9]

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SX Phoenicis (en abrégé SX Phe) est une étoile variable de la constellation australe du Phénix. Avec une magnitude apparente variant autour de 7,33[6], elle est trop faible pour être visible à l’œil nu. Elle est localisée à ∼ 272 a.l. (∼ 83,4 pc) du Soleil, comme déterminé à partir d'une parallaxe annuelle de 12 millisecondes d'arc mesurée par le satellite Gaia[1].

Environnement stellaire[modifier | modifier le code]

Il s'agit du prototype des variables de type SX Phoenicis. Ce sont des étoiles de population II qui, comme SX Phoenicis, sont des variables pulsantes et à haute amplitude. La métallicité de SX Phoenicis est très faible, avec une proportion de fer qui n'est que de 4% celle du Soleil[8]. C'est également un membre du halo galactique[10] qui effectue une orbite rétrograde autour du centre de la Voie lactée[11], et qui possède une vitesse particulière extrêmement élevée de 323,2+12,7
−13,3 km/s[12]. Son mouvement dans l'espace laisse à penser qu'elle pourrait être un membre du groupe de Kapteyn, un groupe mouvant d'étoiles qui ont un mouvement propre similaire à l'étoile de Kapteyn[10].

Pulsations[modifier | modifier le code]

Sa variabilité fut découverte par Olin J. Eggen en 1952[13] et SX Phoenicis a depuis été l'objet de nombreuses études sur sa courbe de luminosité et sur son spectre. Ces observations ont révélé que l'étoile possède deux périodes de pulsations de 0,055 et de 0,043 jours, ce qui correspond aux pulsations radiales dans le mode fondamental et dans la première harmonique, respectivement. D'autres fréquences de pulsation, qui combinent ces deux modes, sont également observées[14],[5]. Ces pulsations font également que la vitesse radiale de l'étoile varie en tout de 38 km/s, avec des périodes qui suivent les variations de luminosité[5]. Il existe également des preuves que les périodes de pulsations varient au fil des décennies, avec une possible période de variation cyclique de 43 ± 10 ans[15]. Dans l'ensemble, la magnitude visuelle apparente de l'étoile varie entre 6,76 et 7,53[2].

Propriétés[modifier | modifier le code]

SX Phoenicis est une étoile blanche de la séquence principale de type spectral A2 V[3]. Durant les années 1940, elle fut classée comme une « sous-naine probable » en raison de sa faible luminosité pour son type spectral[16],[2]. En moyenne, sa luminosité est de 5,89 L☉[6] et sa température effective est de 7 700 K[7]. Durant le cycle de pulsation primaire, sa température varie entre 7 230 K à sa luminosité minimale et 8 170 K à sa luminosité maximale ; quand les deux cycles de pulsations sont à peu près en phase, la température de surface peut même atteindre 8 400 K. De même, les pulsations font que le rayon de l'étoile varie, ce qui est mis en évidence par des changements de sa gravité de surface[14]. Les modèles d'évolution stellaire de Petersen et Christensen-Dalsgaard (1996), qui prennent en compte le comportement pulsatif de l'étoile, indiquent que les propriétés de l'étoile sont conformes à une masse de 1,0 M☉ et une âge de 4 milliards d'années[7].

Origine[modifier | modifier le code]

L'origine de SX Phoenicis, et des variables de type SX Phoenicis en général, demeure incertaine. Quoique ses propriétés soient bien expliquées par les modèles standard d'évolution stellaire[7], l'observation des variables de type SX Phoenicis dans les amas globulaires nous indiquent que ces étoiles sont des traînardes bleues, dont on pense qu'elles se forment par la fusion de deux étoiles ou à la suite d'interactions au sein d'un système binaire. Cela explique pourquoi SX Phoenicis semble être une étoile jeune, bien qu'elle appartienne à la population du halo galactique. Dans ce scénario, SX Phoenicis était à l'origine une étoile binaire dont les composantes étaient proches et qui ont ensuite fusionné, ce qui engendra une étoile rajeunie qui a commencé à évoluer comme une étoile solitaire[17],[11],[10].

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c d e f g et h (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365)
  2. ↑ a b c et d (en) N. N Samus', E. V Kazarovets, O. V Durlevich, N. N Kireeva et E. N Pastukhova, « General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S)
  3. ↑ a et b (en) Nancy Houk, Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars, vol. 2, Ann Arbor, Département d'astronomie de l'université du Michigan, (Bibcode 1978mcts.book.....H)
  4. ↑ a b et c (en) E. Rodríguez, M. J. López-González et P. López de Coca, « A revised catalogue of δ Sct stars », Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 144, no 3,‎ , p. 469–474 (DOI 10.1051/aas:2000221, Bibcode 2000A&AS..144..469R)
  5. ↑ a b et c (en) Chulhee Kim, D. H. McNamara et C. G. Christensen, « A Photometric and Spectrographic Study of SX Pheonicis », The Astronomical Journal, vol. 106,‎ , p. 2493 (Bibcode 1993AJ....106.2493K)
  6. ↑ a b c et d (en) E. Anderson et Ch. Francis, « XHIP: An extended hipparcos compilation », Astronomy Letters, vol. 38, no 5,‎ , p. 331 (DOI 10.1134/S1063773712050015, Bibcode 2012AstL...38..331A, arXiv 1108.4971)
  7. ↑ a b c d e et f (en) J. O. Petersen et J. Christensen-Dalsgaard, « Pulsation models of δ Scuti variables. I. The high-amplitude double-mode stars », Astronomy and Astrophysics, vol. 312,‎ , p. 463 (Bibcode 1996A&A...312..463P)
  8. ↑ a b et c (en) D. McNamara, « Luminosities of SX Phoenicis, Large-Amplitude Delta Scuti, and RR Lyrae Stars », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 109,‎ , p. 1221 (Bibcode 1997PASP..109.1221M)
  9. ↑ (en) V* SX Phe -- Variable Star of SX Phe type (subdwarf) sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  10. ↑ a b et c (en) Olin J. Eggen et Icko Iben, « Starbursts, Blue Stragglers, and Binary Stars in Local Superclusters and Groups. II. The Old Disk and Halo Populations », The Astronomical Journal, vol. 97,‎ , p. 431 (Bibcode 1989AJ.....97..431E)
  11. ↑ a et b "(en) James M. Nemec, Luis A. Balona, Simon J. Murphy, Karen Kinemuchi et Young-Beom Jeon, « Metal-rich SX Phe stars in the Kepler field », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 466, no 2,‎ , p. 1290 (Bibcode 2017MNRAS.466.1290N)
  12. ↑ (en) N. Tetzlaff, R. Neuhäuser et M. M. Hohle, « A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 410, no 1,‎ , p. 190 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, Bibcode 2011MNRAS.410..190T, arXiv 1007.4883)
  13. ↑ (en) O. J . Eggen, « The Short-Period variable HD 223065 », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 64, no 381,‎ , p. 305 (Bibcode 1952PASP...64..305E)
  14. ↑ a et b (en) A. Rolland, E. Rodriguez, P. Lopez De Coca et J. M. Garcia-Pelayo, « Stromgren photometry of the short-period variable star SX Phoenicis », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 91,‎ , p. 347 (Bibcode 1991A&AS...91..347R)
  15. ↑ (en) H. Landes, K. R. Bambery, D. W. Coates et K. Thompson, « Long-Term Changes in the Periods of SX Phe », Publications of the Astronomical Society of Australia, vol. 24, no 1,‎ , p. 41–45 (DOI 10.1071/AS06025, Bibcode 2007PASA...24...41L)
  16. ↑ (en) F. B. Wood, « The short-period variable, SX Phoenicis », Astronomical Journal, vol. 64,‎ , p. 222–226 (DOI 10.1086/107924, Bibcode 1959AJ.....64..222W)
  17. ↑ (en) D. H. McNamara, « Delta Scuti, SX Phoenicis, and RR Lyrae Stars in Galaxies and Globular Clusters », The Astronomical Journal, vol. 142, no 4,‎ , p. 110 (Bibcode 2011AJ....142..110M)

Liens externes[modifier | modifier le code]

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