V1472 Aquilae

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V1472 Aquilae
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de V1472 Aquilae[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 20h 05m 26,54594s[2]
Déclinaison +15° 30′ 01,5408″[2]
Constellation Aigle
Magnitude apparente 6,34[3]
(6,36 à 6,60)[4]

Localisation dans la constellation : Aigle

(Voir situation dans la constellation : Aigle)
Caractéristiques
Type spectral M2.5III
Indice U-B +1,76[3]
Indice B-V +1,64[3]
Variabilité Variable à éclipses (candidate)[4]
Astrométrie
Vitesse radiale −111,7 km/s[5]
Mouvement propre μα = 33,899 mas/a[2]
μδ = 24,023 mas/a[2]
Parallaxe 4,162 6 mas[2]
Distance ∼ 780 a.l. (∼ 239 pc)
Magnitude absolue −2,6[6]
Caractéristiques physiques
Rayon 104 R☉[6]
Luminosité 1 100 L☉[6]
Température 3 670 K[7]
Rotation 10 km/s[7]
Orbite
Demi-grand axe (a) 0,236 6 UA
Excentricité (e) 0,048
Période (P) 198,716 j
Argument du périastre (ω) 99,3°
Époque du périastre (τ) 24 443 721,1 JJ

Désignations

V1472 Aql, BD+15°4040, HD 190658, HIP 98954, HR 7680, SAO 105663[8]

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V1472 Aquilae est une étoile triple de la constellation de l'Aigle. C'est une étoile variable dont la luminosité varie de 6,36 à 6,60[4]. Le système est situé à une distance d'environ ∼ 780 a.l. (∼ 239 pc) du Soleil sur la base de la parallaxe. Il se rapproche de la Terre avec une vitesse radiale de -112 km/s[5].

Système[modifier | modifier le code]

La nature binaire de la composante primaire a été annoncée par Peter B. Lucke et Michel Mayor en 1982, qui ont découvert qu'il s'agissait d'une étoile binaire spectroscopique unilinéaire avec une période orbitale de 198,7 jours et une excentricité orbitale de 0,05. Au moment de sa découverte, c'est l'étoile binaire avec la période orbitale la plus courte connue de toutes les étoiles géantes de type M[9]. L'étoile primaire est une géante rouge vieillissante avec un type spectral de M2.5III[1]. Elle a un diamètre 104 fois et une luminosité 1 100 fois supérieur au Soleil[6]. Elle a une vitesse de rotation de 10 km/s, peut-être en raison de l'intéraction avec son compagnon[7].

Variabilité[modifier | modifier le code]

Elle a été découverte à partir des données d'Hipparcos et, en 1997, elle a été classée comme une étoile variable semi-régulière avec une période de 100,372 703 9 jours. Cependant, un tracé de la courbe de lumière correspond mieux à celui d'une variable binaire ou ellipsoïdale à éclipses. La période orbitale de 198 jours produit une courbe de lumière avec un minimum primaire et secondaire qui, avec les variations possibles dues à la rotation ellipsoïdale, produit la variation photométrique semi-régulière observée de 100 jours[1]. Des observations ultérieures montrent qu'elle est moins lumineuse que prévu pour une étoile pulsante avec son amplitude, étant plus typique des étoiles variables ellipsoïdales, et qu'elle a une période de 200,05 jours avec des minima primaires et secondaires[10].

Un compagnon co-mobile d'une magnitude d'environ 0,4 est plus faible que l'étoile primaire, qui a une séparation angulaire de 2,7 secondes d'arc[1].

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c et d N. N. Samus, « V1472 Aql: a Most Unusual Eclipser? », Information Bulletin on Variable Stars,‎ (Bibcode 1997IBVS.4501....1S)
  2. ↑ a b c d et e A. G. A. Brown et al., « Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics,‎ (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365)
  3. ↑ a b et c D. Hoffleit et W. H. Warren, « VizieR Online Data Catalog: Bright Star Catalogue, 5th Revised ed. (Hoffleit+, 1991) », VizieR Online Data Catalog,‎ (Bibcode 1995yCat.5050....0H)
  4. ↑ a b et c N. N. Samus' et al., « General catalogue of variable stars », Astronomy Reports,‎ (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, S2CID 125853869)
  5. ↑ a et b B. Famaey et al., « Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data: Revisiting the concept of superclusters », Astronomy and Astrophysics,‎ , p. 165–186 (DOI 10.1051/0004-6361:20041272, Bibcode 2005A&A...430..165F, arXiv astro-ph/0409579)
  6. ↑ a b c et d H. M. J. Boffin et al., « Roche-lobe filling factor of mass-transferring red giants: the PIONIER view », Astronomy & Astrophysics,‎ (DOI 10.1051/0004-6361/201323194, Bibcode 2014A&A...564A...1B, arXiv 1402.1798, S2CID 118573930)
  7. ↑ a b et c A. Frankowski et al., « Spectroscopic binaries among Hipparcos M giants. II. Binary frequency », Astronomy and Astrophysics,‎ , p. 479–488 (DOI 10.1051/0004-6361/200810702, Bibcode 2009A&A...498..479F, arXiv 0901.0937, S2CID 15149456)
  8. ↑ « HD 190658 », sur SIMBAD (consulté le )
  9. ↑ P. B. Lucke et M. Mayor, « Duplicity in the solar neighborhood. II. Spectroscopic orbits for four bright stars HD 21018, HD 30021, HD 158837 and HD 190658 », Astronomy and Astrophysics,‎ , p. 318–322 (Bibcode 1982A&A...105..318L)
  10. ↑ V. Tabur, T. R. Bedding, L. L. Kiss, T. Giles, A. Derekas et T. T. Moon, « Period-luminosity relations of pulsating M giants in the solar neighbourhood and the Magellanic Clouds », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,‎ , p. 777–788 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17341.x, Bibcode 2010MNRAS.409..777T, arXiv 1007.2974, S2CID 118411237)

Liens externes[modifier | modifier le code]

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