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Upsilon Sagittarii

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Pour les articles homonymes, voir Upsilon.

Upsilon Sagittarii
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 19h 21m 43,62284s
Déclinaison −15° 57′ 18,0625″
Constellation Sagittaire
Magnitude apparente 4,61

Localisation dans la constellation : Sagittaire

(Voir situation dans la constellation : Sagittaire)
Caractéristiques
Type spectral A2 Ia + B2 Vpe
Astrométrie
Distance 1 800 al
(~550 pc)
Caractéristiques physiques
Masse 2,5 / 4[1] M☉
Rayon 50 R☉
Luminosité 39 000 L☉
Température 12 300 K
Âge 52 × 106 a
Orbite
Demi-grand axe (a) 270,8 R☉
Excentricité (e) 0[2],[3]
Période (P) 137,9 j
Inclinaison (i) 50°[4],[5]

Désignations

υ Sgr, 46 Sagittarii, BD−16°5283, FK5 727, GC 26697, HD 181615/HD 181616, HIP 95176, HR 7342, PPM 235885, SAO 162518[6]

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Upsilon Sagittarii (υ Sagittarii / υ Sgr) est un système d'étoiles binaire spectroscopique situé dans la constellation du Sagittaire. Upsilon Sagittarii est le prototype des systèmes binaires pauvres en hydrogène (HdB), et l'un des quatre systèmes de ce type connus dans les années 2000. Le spectre inhabituel des binaires pauvres en hydrogène a pu rendre difficile la classification stellaire d'Upsilon Sagittarii[4].

Système

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υ Sgr est un système binaire caractérisé par une période orbitale de 137,939 jours ; il est situé à environ 1 672 années-lumière de la Terre. L'étoile primaire domine le système par son rayonnement dans le visible et dans les données spectrales, mais la secondaire est plus chaude et plus massive. On a également détecté un disque de matériau stellaire en mouvement de la composante primaire vers la secondaire, mais aucune éclipse n'a été détectée.

Le système est classé comme binaire spectroscopique à spectre unique (SB1), mais des raies spectrales de forte excitation, qui sont issues de l'étoile secondaire, ont été relevées en ultraviolet[3]. La variation de la vitesse radiale due à cette dernière a été découverte en 1899[7], puis la première orbite a été calculée en 1914, donnant un résultat raisonnablement proche des valeurs actuelles[8].

Propriétés

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La composante principale, υ Sagittarii1, apparaît comme une supergéante de type A, bien que les types spectraux publiés varient de F2p à B5II[2]. Les éléments contrastés de son spectre peuvent être expliqués par des matériaux issus du disque, des éjectas polaires, ou encore par l'étoile elle-même. La faible masse et la composition chimique inhabituelle de l'étoile sont également considérées comme des données induisant des étalonnages spectraux trompeurs, l'étoile n'étant pas aussi massive ou aussi lumineuse que le suggère sa classe de luminosité Ia[5].

υ Sgr1 est une étoile à hélium extrême, presque entièrement dépourvue d'hydrogène[9]. Elle a également été décrite comme une étoile à néon, en raison des niveaux relatifs très élevés de cet élément[10]. L'étoile a été dépouillée de ses couches externes d'hydrogène après que son évolution l'a éloignée de la séquence principale[9]. On pense qu'à l'origine elle était une étoile sur la séquence principale d'environ 8 M☉, puis qu'elle s'est ensuite étendue après avoir consommé l'hydrogène de son noyau, et qu'elle demeure aujourd'hui grandement enflée, donnant l'apparence d'une supergéante[1] de seulement 2.5 M☉. D'autres estimations donnent des masses plus élevées, jusqu'à 5.45 M☉ et 8.56 M☉ à l'inclinaison connue de 50°[2].

υ Sgr1 est également classée comme étoile variable de type PV Telescopii, bien qu'elle ait été cataloguée à l'origine comme une binaire à éclipses de type Beta Lyrae. Elle montre des fluctuations dans sa magnitude apparente entre +4,51 et +4,65 avec une période d'environ 20 jours[11],[12].

Son compagnon, υ Sgr2, est plus massif que la supergéante primaire, mais paraît tellement faible dans les fréquences visibles qu'il reste indétectable. On pense qu'il s'agit d'une étoile de la séquence principale de type B qui agrège la matière de l'étoile primaire[2].

Dénominations

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υ Sagittarii a deux entrées dans le catalogue Henry Draper, HD 181615 et HD 181616.

En chinois, 建 (Jiàn), qui signifie « Établissement », se réfère à un astérisme composé de υ Sagittarii, ξ² Sagittarii, ο Sagittarii, π Sagittarii, 43 Sagittarii et ρ¹ Sagittarii. Par conséquent, υ Sagittarii elle-même est connue comme 建 六 (Jiàn liù, en français : la sixième étoile de l'« Établissement »)[13].

Notes et références

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  1. ↑ a et b Leushin, « Atmospheric Iron Abundance in the Primary Component of upsilon Sgr », Astronomy Letters, vol. 27, no 10,‎ , p. 634 (DOI 10.1134/1.1404457, Bibcode 2001AstL...27..634L)
  2. ↑ a b c et d Koubský, P. Harmanec, S. Yang, M. Netolický, P. Škoda, M. Šlechta et D. Korčáková, « Properties and nature of Be stars. 25. A new orbital solution and the nature of a peculiar emission-line binary υ Sagittarii », Astronomy and Astrophysics, vol. 459, no 3,‎ , p. 849 (DOI 10.1051/0004-6361:20065274, Bibcode 2006A&A...459..849K)
  3. ↑ a et b Dudley et C. S. Jeffery, « The Mass Ratio of Upsilon-Sagittarii from Ultraviolet Radial Velocities », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 247,‎ , p. 400 (Bibcode 1990MNRAS.247..400D)
  4. ↑ a et b Netolický, D. Bonneau, O. Chesneau, P. Harmanec, P. Koubský, D. Mourard et P. Stee, « The circumbinary dusty disk around the hydrogen-deficient binary star υ Sagittarii », Astronomy and Astrophysics, vol. 499, no 3,‎ , p. 827 (DOI 10.1051/0004-6361/200811192, Bibcode 2009A&A...499..827N)
  5. ↑ a et b Kipper et Valentina G. Klochkova, « High-Resolution Spectroscopy of the Hydrogen-Deficient Binary Upsilon Sgr », Baltic Astronomy, vol. 21,‎ , p. 219 (Bibcode 2012BaltA..21..219K)
  6. ↑ (en) * ups Sgr -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  7. ↑ Campbell, « Stars whose spectra contain both bright and dark hydrogen lines », Astrophysical Journal, vol. 2,‎ , p. 177 (DOI 10.1086/140127, Bibcode 1895ApJ.....2..177C)
  8. ↑ Wilson, « The orbit of the spectroscopic binary upsilon Sagittarii », Lick Observatory Bulletin, vol. 8,‎ , p. 132 (DOI 10.5479/ADS/bib/1915LicOB.8.132W, Bibcode 1915LicOB...8..132W)
  9. ↑ a et b Leushin, L. I. Snezhko et V. V. Chuvenkov, « History of the chemical evolution of the primary component of the binary system υ Sagittarius », Astronomy Letters, vol. 24,‎ , p. 39 (Bibcode 1998AstL...24...39L)
  10. ↑ Leushin, « The primary component of υ Sagittarius is a neon star », Bulletin of the Special Astrophysical Observatory. Russian Academy of Sciences, vol. 50,‎ , p. 60 (Bibcode 2000BSAO...50...60L)
  11. ↑ Samus, O. V. Durlevich et al., « VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) », VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S, vol. 1,‎ (Bibcode 2009yCat....102025S)
  12. ↑ Jeffery, « Variable Star Designations for Extreme Helium Stars », Information Bulletin on Variable Stars, vol. 5817,‎ , p. 1 (Bibcode 2008IBVS.5817....1J)
  13. ↑ (zh) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 5 月 11 日

Lien externe

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