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QX Andromedae

étoile de la constellation d'Andromède
QX Andromedae
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de QX Andromedae[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 01h 57m 57,7818s[2]
Déclinaison +37° 48′ 22,4500″[2]
Constellation Andromède
Magnitude apparente 11,28 à 11,5[3]

Localisation dans la constellation : Andromède

(Voir situation dans la constellation : Andromède)
Caractéristiques
Type spectral F6[3]
Magnitude apparente (B) 11,77[4]
Magnitude apparente (G) 11,292 9[2]
Magnitude apparente (R) 11,23[4]
Magnitude apparente (J) 10,393[5]
Magnitude apparente (H) 10,225[5]
Magnitude apparente (K) 10,163[5]
Variabilité W Ursae Majoris[3]
Astrométrie
Vitesse radiale 11,70 ± 0,27 km/s[6]
Mouvement propre μα = 10,016 ± 1,295 mas/a[2]
μδ = 11,926 ± 0,281 mas/a[2]
Parallaxe 2,237 6 ± 0,067 6 mas[2]
Distance 1 460 ± 40 al
(450 ± 10 pc)
Caractéristiques physiques
Masse 1,47 ± 0,05 M☉[7] / 0,05 ± 0,02 M☉[6]
Rayon 1,46 ± 0,02 R☉[7] / 0,88 ± 0,02 R☉[7]
Gravité de surface (log g) 4,27 ± 0,03[7] / 4,20 ± 0,03[7]
Température 6 440 K[7] / 6 420 ± 20 K[7]
Âge 1,34 ± 0,06 Ga[8]
Orbite
Demi-grand axe (a) 2,89 ± 0,04 M☉[7]
Période (P) 0,412 171 6 j[7]
Inclinaison (i) 54,6 ± 0,2°

Désignations

2MASS J01575777+3748224, RX J015758.0+374820, TYC 2816-1950-1

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QX Andromedae (QX And) est une binaire à éclipses de la constellation d'Andromède. Elle a une magnitude apparente qui varie de 11,28 à 11,5[3]. Elle est classée comme une étoile variable de type W Ursae Majoris[3]. Elle est également observée comme une source de rayons X[9] et est membre de l'amas ouvert NGC 752[8].

Système modifier

Il émet de la lumière comme un corps noir stellaire, avec un type spectral de type F6[3]. Les deux étoiles effectuent une orbite toutes les 9,892 heures. Elles sont si proches que leurs enveloppes se touchent. Leurs températures sont similaires, mais elles ont un rayon et une masse différents[7]. Puisqu'elles appartiennent à NGC 752, l'âge du système est égal à l'âge de l'amas (1,34 ± 0,06 milliards d'années)[8].

Variabilité modifier

La courbe de lumière de l'étoile montre des éclipses presques égales. L'éclipse primaire se produit lorsque l'étoile la moins massive passe devant l'autre. Les variations de luminosité sont plutôt faibles pour ce système compte tenu de la faible inclinaison orbitale de 55°[7].

Notes et références modifier

Notes modifier

Références modifier

  1. ↑ (en) A. B. Ren, X. B. Zhang, C. Q. Luo, Y. P. Luo et Z. Q. Luo, « CCD Photometry of the W UMa type star QX Andromeda », New Astronomy, vol. 16, no 3,‎ , p. 194–198 (DOI 10.1016/j.newast.2010.08.007, Bibcode 2011NewA...16..194R, lire en ligne, consulté le )
  2. ↑ a b c d e et f (en) « 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, lire en ligne)
  3. ↑ a b c d e et f (en) N. N. Samus, O. V. Durlevich et al., « QX And database entry », General Catalogue of Variable Stars,‎ (lire en ligne, consulté le )
  4. ↑ a et b (en) A. J. Norton, P. J. Wheatley, R. G. West, C. A. Haswell, R. A. Street, A. Collier Cameron, D. J. Christian, W. I. Clarkson, B. Enoch, M. Gallaway, C. Hellier, K. Horne, J. Irwin, S. R. Kane, T. A. Lister, J. P. Nicholas, N. Parley, D. Pollacco, R. Ryans, I. Skillen et D. M. Wilson, « New periodic variable stars coincident with ROSAT sources discovered using SuperWASP », Astronomy & Astrophysics, vol. 467, no 2,‎ , p. 785 (DOI 10.1051/0004-6361:20077084, Bibcode 2007A&A...467..785N, arXiv astro-ph/0702631, S2CID 16358048)
  5. ↑ a b et c (en) Roc M. Cutri, Michael F. Skrutskie, Schuyler D. Van Dyk, Charles A. Beichman, John M. Carpenter, Thomas Chester, Laurent Cambresy, Tracey E. Evans, John W. Fowler, John E. Gizis, Elizabeth V. Howard, John P. Huchra, Thomas H. Jarrett, Eugene L. Kopan, J. Davy Kirkpatrick, Robert M. Light, Kenneth A. Marsh, Howard L. McCallon, Stephen E. Schneider, Rae Stiening, Matthew J. Sykes, Martin D. Weinberg, William A. Wheaton, Sherry L. Wheelock et N. Zacarias, « VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003) », CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues, vol. 2246,‎ , article no II/246 (Bibcode 2003yCat.2246....0C, lire en ligne)
  6. ↑ a et b (en) S. Bilir, Y. Karataș, O. Demircan et Z. Eker, « Kinematics of W Ursae Majoris type binaries and evidence of the two types of formation », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 357, no 2,‎ , p. 497–517 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2005.08609.x, Bibcode 2005MNRAS.357..497B, arXiv astro-ph/0411291, lire en ligne)
  7. ↑ a b c d e f g h i j et k (en) G. Djurašević, M. Yılmaz, Ö. Baștürk, T. Kılıçoğlu, O. Latković, Ş. Çalıșkan, D. J. Christian, B. Enoch, M. Gallaway, C. Hellier, K. Horne, J. Irwin, S. R. Kane, T. A. Lister, J. P. Nicholas, N. Parley, D. Pollacco, R. Ryans, I. Skillen et D. M. Wilson, « Physical parameters of close binaries QX Andromedae, RW Comae Berenices, MR Delphini, and BD +079° 3142 », Astronomy & Astrophysics, vol. 525,‎ , article no A66 (DOI 10.1051/0004-6361/201014895, Bibcode 2011A&A...525A..66D, arXiv 1011.3677, S2CID 119289612)
  8. ↑ a b et c (en) M. A. Agüeros, E. C. Bowsher, J. J. Bochanski, P. A. Cargile, K. R. Covey, S. T. Douglas, A. Kraus, A. Kundert, N. M. Law, A. Ahmadi et H. G. Arce, « A New Look at an Old Cluster: The Membership, Rotation, and Magnetic Activity of Low-mass Stars in the 1.3 Gyr Old Open Cluster NGC 752 », The Astronomical Journal, vol. 862, no 1,‎ , p. 33 (DOI 10.3847/1538-4357/aac6ed, Bibcode 2018ApJ...862...33A, arXiv 1804.02016, S2CID 119438236, lire en ligne)
  9. ↑ (en) T. Belloni et F. Verbunt, « Soft X-rays from the intermediate-age open cluster NGC 752 », Astronomy & Astrophysics, vol. 305,‎ , p. 806 (Bibcode 1996A&A...305..806B)

Liens externes modifier

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