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S Sagittae

étoile variable céphéide de la constellation de la Flèche
S Sagittae
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière en bande visible de S Sagittae, adaptée Kiss (1998)[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 19h 56m 01,2614s[2]
Déclinaison +16° 38′ 05,236″[2]
Constellation Flèche
Magnitude apparente 5,24 – 6,04[1]

Localisation dans la constellation : Flèche

(Voir situation dans la constellation : Flèche)
Caractéristiques
Type spectral F6Ib-G5Ib[3]
Indice U-B +0,6-+0,9[1]
Indice B-V +0,7-+1,0[1]
Variabilité Céphéide classique[1]
Astrométrie
Vitesse radiale −9,91 km/s[4]
Mouvement propre μα = +1,763 mas/a[2]
μδ = −5,428 mas/a[2]
Parallaxe 0,642 6 ± 0,093 2 mas[2]
Distance environ 655 pc (∼2 140 al)[5]
Magnitude absolue −3,8[6]
Caractéristiques physiques
Masse 7 M☉[7]
Rayon 58,5 R☉[5]
Luminosité 5 200 L☉[8]
Température 5 400 K[6]

Désignations

S Sge, 10 Sge, BD+16°4067, HD 188727, HIP 98085, HR 7609, SAO 105436[9]

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S Sagittae, appelée également par sa désignation de Flamsteed 10 Sagittae, est une étoile variable céphéide classique de la constellation de la Flèche qui varie entre les magnitudes 5,24 et 6,04 sur une période de 8,382 jours[1]. Sa désignation d'étoile variable « S Sge » indique qu'elle fut la deuxième étoile variable découverte dans la constellation. L'astronome amateur irlandais John Ellard Gore fut le premier à observer sa variabilité en 1885, et Ralph Hamilton Curtiss découvrit sa vitesse radiale variable en 1903–04[10]. Harlow Shapley observa en 1916 que son spectre et celui d'autres céphéides variait avec la luminosité, enregistrant un type spectral F0 avant le maximum, F4 au maximum, et G3 juste avant le minimum de luminosité[11].

S Sagittae est une supergéante jaune-blanc qui varie entre les types spectraux F6Ib et G5Ib. Elle est environ six ou sept fois plus massive et cinq mille fois plus lumineuse que le Soleil et est située à environ 2 000 années-lumière de la Terre[1]. Son rayon vaut 58,5 fois celui du Soleil[5]. Le rayon, la température, la luminosité et la couleur varient tous pendant que l'étoile pulse lors de sa période de huit jours. La période s'accroît lentement au cours du temps[1].

S Sagittae serait un système double ou triple avec une étoile compagne plus chaude de la séquence principale sur une orbite de 676 jours. La compagne, et son éventuel compagnon plus faible, sont seulement détectables à partir des variations de vitesse radiale dans les raies spectrales de la primaire céphéide et d'un excès d'ultraviolet. L'analyse du spectre indique une étoile de type spectral A7V à F0V, qui devrait être 1,5 à 1,7 fois plus massive que le Soleil. Cependant, la masse mesurée de la compagne est supérieure à 2,8 masses solaires, ce qui suggère fortement que cette compagne est elle-même une étoile binaire[7].

Références modifier

  1. ↑ a b c d e f g et h (en) L. L. Kiss, « A photometric and spectroscopic study of the brightest northern Cepheids – I. Observations », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 297, no 3,‎ , p. 825 (DOI 10.1046/j.1365-8711.1998.01559.x, Bibcode 1998MNRAS.297..825K)
  2. ↑ a b c d et e (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
  3. ↑ (de) Cecilia Payne-Gaposchkin, Sterne und Sternhaufen, , 96 p. (ISBN 978-3-528-08486-8, DOI 10.1007/978-3-322-86266-2_8), « Der Seufzer des Fusionsofens – Die Cepheiden »
  4. ↑ (en) D. Pourbaix, A. A. Tokovinin, A. H. Batten, F. C. Fekel, W. I. Hartkopf, H. Levato, N. I. Morrell, G. Torres et S. Udry, « SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits », Astronomy and Astrophysics, vol. 424, no 2,‎ , p. 727 (DOI 10.1051/0004-6361:20041213, Bibcode 2004A&A...424..727P, arXiv astro-ph/0406573)
  5. ↑ a b et c (en) P. Moskalik et N. A. Gorynya, « Mean Angular Diameters and Angular Diameter Amplitudes of Bright Cepheids », Acta Astronomica, vol. 55,‎ , p. 247 (Bibcode 2005AcA....55..247M, arXiv astro-ph/0507076)
  6. ↑ a et b (en) V. V. Kovtyukh, F. A. Chekhonadskikh, R. E. Luck, C. Soubiran, M. P. Yasinskaya et S. I. Belik, « Accurate luminosities for F-G supergiants from Fe ii / Fe i line depth ratios », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 408, no 3,‎ , p. 1568 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17217.x, Bibcode 2010MNRAS.408.1568K)
  7. ↑ a et b (en) Nancy R. Evans, Douglas L. Welch, Mark H. Slovak, Thomas G. Barnes et Thomas J. Moffett, « The orbit and companion of the Cepheid S SGE – A probable triple system », Astronomical Journal, vol. 106,‎ , p. 1599 (DOI 10.1086/116750, Bibcode 1993AJ....106.1599E, arXiv astro-ph/9706292)
  8. ↑ (en) I. McDonald, A. A. Zijlstra et M. L. Boyer, « Fundamental parameters and infrared excesses of Hipparcos stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 427,‎ , p. 343 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x, Bibcode 2012MNRAS.427..343M, arXiv 1208.2037)
  9. ↑ (en) * 10 Sge -- Classical Cepheid (delta Cep type) sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  10. ↑ (en) John A. Aldrich, « A study of S Sagittae », Publications of the Observatory of the University of Michigan, vol. 4, no 5,‎ , p. 75–92 (Bibcode 1932POMic...4...75A)
  11. ↑ (en) Harlow Shapley, « The variations in spectral type of twenty Cepheid variables », The Astrophysical Journal, vol. 44, no `,‎ , p. 273–91 (DOI 10.1086/142295, Bibcode 1916ApJ....44..273S)

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