RX Andromedae

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RX Andromedae
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de RX Andromedae[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 01h 04m 35,53730s[2]
Déclinaison +41° 17′ 57,78369″[2]
Constellation Andromède
Magnitude apparente 10,2 à 15,1[3]

Localisation dans la constellation : Andromède

(Voir situation dans la constellation : Andromède)
Caractéristiques
Type spectral pec(UG)[3]
Indice B-V −0,455 6[4]
Variabilité Nova naine[3]
Astrométrie
Vitesse radiale −12 km/s[5]
Mouvement propre μα = 1,217 ± 2,221 mas/a[6]
μδ = −22,225 ± 0,699 mas/a[6]
Parallaxe 5,027 6 ± 0,050 7 mas[2]
Distance 649 ± 7 a.l. (∼ 199 pc)
Caractéristiques physiques
Masse 0,8 M☉[7]
Gravité de surface (log g) 8,2[7] / 4,5[8]
Température 40 000 à 45 000[7] / 3 500 K[8]
Métallicité +0,07[8]
Rotation 200 km/s[7]
Orbite
Période (P) 5,075 heures[9]

Désignations

RX And, 2MASS J01043553+4117577, TYC 2807-1623-1

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RX Andromedae est une étoile variable de la constellation d'Andromède. Bien qu'elle soit classée comme une nova naine, elle a montré des périodes de faible luminosité typiques des étoiles du type VY Sculptoris[10]. Cependant, la plupart du temps, elle varie d'une magnitude apparente de 10,2 à 15,1, avec une période de 13 jours[3].

Système[modifier | modifier le code]

C'est un système d'étoiles variables cataclysmiques, dans lequel une naine blanche d'une masse de 0,8 M☉ et une étoile de la séquence principale de type spectral M2[8] orbitent autour de leur centre de masse. L'étoile de la séquence principale remplit trop son lobe de Roche, de sorte que la naine blanche enlève la matière de l'autre composant et l'accumule à travers un disque d'accrétion[10].

Variabilité[modifier | modifier le code]

Comme une nova naine, RX Andromedae présente des périodes de luminosité à peu près constante et d'autres où sa luminosité oscille entre une magnitude de 10,2 à son maximum et une de 15,1 à son minimum. Cependant, entre 1996 et 1997, il est resté bloqué à sa luminosité minimale comme des étoiles variables de type VY Sculptoris, avant de retrouver son comportement habituel. Cela place RX Andromedae dans un état de « transition » entre ces deux types d'objets[10]. La naine blanche et son disque d'accrétion semblent être entièrement responsables de cette variabilité, et elle est accentuée par les changements dans le taux d'accrétion de la naine blanche[7].

Spectre[modifier | modifier le code]

Elle a été largement étudié en optique et en ultraviolet. C'est également l'un des rares systèmes de nova naine à avoir été détecté aux longueurs d'onde radio[11].

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ « Download Data », sur aavso.org (consulté le )
  2. ↑ a b et c A. G. A. Brown et al., « Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365)
  3. ↑ a b c et d N. N. Samus, O. V. Durlevich et al., « RX And », sur Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS4.2, 2004 Ed.),
  4. ↑ E. Høg, C. Fabricius, V. V. Makarov, S. Urban, T. Corbin, G. Wycoff, U. Bastian, P. Schwekendiek et A. Wicenec, « The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 355,‎ , L27–L30 (Bibcode 2000A&A...355L..27H)
  5. ↑ R. P. Kraft, « Binary Stars among Cataclysmic Variables. I. U Geminorum Stars (dwarf Novae) », Astrophysical Journal, vol. 135,‎ , p. 408 (DOI 10.1086/147280, Bibcode 1962ApJ...135..408K)
  6. ↑ a et b Gaia Collaboration, A. G. A. Brown, A. Vallenari, T. Prusti, J. H. J. De Bruijne, F. Mignard, R. Drimmel, C. Babusiaux, C. A. L. Bailer-Jones, U. Bastian, M. Biermann, D. W. Evans, L. Eyer, F. Jansen, C. Jordi, D. Katz, S. A. Klioner, U. Lammers, L. Lindegren, X. Luri, W. O'Mullane, C. Panem, D. Pourbaix, S. Randich, P. Sartoretti, H. I. Siddiqui, C. Soubiran, V. Valette, F. Van Leeuwen et al., « Gaia Data Release 1. Summary of the astrometric, photometric, and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 595,‎ , A2 (DOI 10.1051/0004-6361/201629512, Bibcode 2016A&A...595A...2G, arXiv 1609.04172, S2CID 1828208)
  7. ↑ a b c d et e « Hubble Space Telescope Spectroscopy of the Dwarf Nova RX Andromedae during Outburst Rise and Decline », The Astrophysical Journal, vol. 574, no 2,‎ , p. 937–941 (DOI 10.1086/341009, Bibcode 2002ApJ...574..937S)
  8. ↑ a b c et d T. E. Harrison, « The Identification of Hydrogen-deficient Cataclysmic Variable Donor Stars », The Astrophysical Journal, vol. 861, no 2,‎ , p. 102 (DOI 10.3847/1538-4357/aacbd9, Bibcode 2018ApJ...861..102H, arXiv 1806.04612, S2CID 119531169)
  9. ↑ R. H. Kaitchuck, « The Orbital Period of RX Andromedae », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 101,‎ , p. 1129 (DOI 10.1086/132587, Bibcode 1989PASP..101.1129K)
  10. ↑ a b et c M. R. Schreiber, B. T. Gänsicke et J. A. Mattei, « RX And: An intermediate between Z Cam and VY Scl stars », Astronomy and Astrophysics, vol. 384,‎ , L6–L9 (DOI 10.1051/0004-6361:20020122, Bibcode 2002A&A...384L...6S)
  11. ↑ D. L. Coppejans, E. G. Körding, J. C. A. Miller-Jones, M. P. Rupen, G. R. Sivakoff, C. Knigge, P. J. Groot, P. A. Woudt, E. O. Waagen et M. Templeton, « Dwarf nova-type cataclysmic variable stars are significant radio emitters », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 463, no 2,‎ , p. 2229–2241 (DOI 10.1093/mnras/stw2133, Bibcode 2016MNRAS.463.2229C, arXiv 1608.06295, S2CID 31287217)

Liens externes[modifier | modifier le code]

  • Ressource relative à l'astronomieVoir et modifier les données sur Wikidata :
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Bases de données
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