NW Puppis
Upsilon2 Puppis
υ2 Puppis
| Ascension droite | 07h 18m 38,185 40s[2] |
|---|---|
| Déclinaison | −36° 44′ 33,854 9″[2] |
| Constellation | Poupe |
| Magnitude apparente | 5,11[3] |
Localisation dans la constellation : Poupe   | |
| Stade évolutif | séquence principale[2] |
|---|---|
| Type spectral | B3 Vne[4] |
| Indice U-B | −0,66[5] |
| Indice B-V | −0,16[5] |
| Indice R-I | −0,21[5] |
| Variabilité |
β Cep + ellipsoïdale présumée[3] ou BE + par rotation[6] |
| Vitesse radiale | +18 ± 10 km/s[7] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −10,172 mas/a[2] μδ = +6,621 mas/a[2] |
| Parallaxe | 2,992 3 ± 0,121 0 mas[2] |
| Distance | 334,2 ± 13,5 pc (∼1 090 al)[8] |
| Magnitude absolue | −3,50[9] |
| Masse | 6,5 M☉[9] |
|---|---|
| Rayon | 5,6 R☉[9] |
| Gravité de surface (log g) | 4,07 ± 0,57[10] |
| Luminosité | 1 995 L☉[9] |
| Température | 17 930 ± 540 K[10] |
| Rotation | 80 ± 8 km/s[10] (1,42 j[6]) |
| Âge | 40 Ma[9] |
Désignations
NW Puppis (en abrégé NW Pup), également connue par sa désignation de Bayer de Upsilon2 Puppis (υ2 Pup), est une étoile variable de cinquième magnitude de la constellation australe de la Poupe. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, l'étoile est distante d'environ ∼ 1 090 a.l. (∼ 334 pc) de la Terre[2]. Elle forme une étoile double manifestement optique avec sa voisine NV Puppis, une autre variable de cinquième magnitude un peu plus brillante[11].
Nomenclature
modifierNW Puppis est la désignation d'étoile variable de l'étoile, qui lui est attribuée en 1977 lors de la publication de la 62e liste de noms d'étoiles variables[12]. Elle est également connue sous la désignation de Bayer de Upsilon2 Puppis (υ2 Pup), sa voisine NV Puppis étant quant à elle Upsilon1 Puppis. Mais aucune des deux étoiles n'est désignée par une lettre dans le catalogue de Lacaille ou encore dans le catalogue de la British Science Association[13],[14]. Gould quant à lui leur attribue les désignations de v1 et v2 Puppis (la lettre latine « V »), mais elles sont aujourd'hui rarement utilisées[15]. La désignation de υ Puppis semble apparaître dans un ouvrage de 1964[15]. Dans l'ancien Navire Argo, Lacaille utilise la lettre grecque υ pour l'étoile désormais connue comme υ Carinae[13].
Propriétés
modifierNW Puppis est une étoile Be sur la séquence principale de type spectral B3 Vne[4]. On estime qu'elle est 6,5 fois plus massive que le Soleil et qu'elle est âgée de 40 millions d'années[9]. Son rayon est 5,6 fois plus grand que le rayon solaire, elle est 2 000 fois plus lumineuse que le Soleil[9] et sa température de surface est de 17 930 K[6]. Elle montre une vitesse de rotation projetée relativement faible pour une étoile Be de 80 km/s[10]. Toutefois, sa courbe de lumière présente une périodicité de 1,42 jour, qui est interprétée comme marquant sa période de rotation réelle[6].
La variabilité de NW Puppis est remarquée pour la première fois en 1970, à partir d'observations réalisées à l'observatoire de La Silla, et est annoncée dans un article publiée par Armand van Hoof en 1973[16]. Le General Catalogue of Variable Stars (GCVS) indique que l'étoile est une variable de type β Cephei ainsi qu'une variable ellipsoïdale présumée. Sa magnitude visuelle est indiquée varier avec une amplitude de 0,07 autour de la magnitude 5,11, le tout selon une période de 0,125 jour[3]. Cependant, Stankov et Anamarija réfutent sa classification en tant que variable de type β Cephei en 2005[17]. L'étude des données photométriques de la sonde TESS montre des variation stochastiques de plus basse fréquence et de moindre amplitude[18]. Balona et Ozuyar (2021) la classent comme une étoile Be variable, ainsi que comme une variable par rotation[6].
Notes et références
modifier- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « NW Puppis » (voir la liste des auteurs).
- ↑ (en) « MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes », Space Telescope Science Institute (consulté le ).
- 1 2 3 4 5 6 7 (en) A. Vallenari et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3 : Summary of the content and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 674, , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211). Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
- 1 2 3 (en) N. N. Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1, , p. 80–88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne, consulté le ).
- 1 2 (en) William Buscombe, « Line strengths for southern OB stars-II. Observations with moderate dispersion », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 144, , p. 31 (DOI 10.1093/mnras/144.1.31
, Bibcode 1969MNRAS.144...31B). - 1 2 3 (en) D. Hoffleit et W. H. Warren Jr., « Bright Star Catalogue, 5e éd. », Catalogue de données en ligne VizieR : V/50. Publié à l'origine dans : 1964BS....C......0H, vol. 5050, (Bibcode 1995yCat.5050....0H).
- 1 2 3 4 5 (en) Luis A. Balona et Dogus Ozuyar, « TESS Observations of be Stars: General Characteristics and the Impulsive Magnetic Rotator Model », The Astrophysical Journal, vol. 921, no 1, , article no 5 (DOI 10.3847/1538-4357/ac1a77 , Bibcode 2021ApJ...921....5B, arXiv 2008.06288).
- ↑ (en) N. V. Kharchenko et al., « Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ∼55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations », Astronomische Nachrichten, vol. 328, no 9, , p. 889 (DOI 10.1002/asna.200710776, Bibcode 2007AN....328..889K, arXiv 0705.0878).
- 1 2 (en) * ups02 Pup -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- 1 2 3 4 5 6 7 (en) Yu. V. Glagolevskij, « On Properties of Main Sequence Magnetic Stars », Astrophysical Bulletin, vol. 74, no 1, , p. 66–79 (DOI 10.1134/S1990341319010073
, Bibcode 2019AstBu..74...66G, lire en ligne). - 1 2 3 4 (en) J. Zorec et al., « Critical study of the distribution of rotational velocities of Be stars. I. Deconvolution methods, effects due to gravity darkening, macroturbulence, and binarity », Astronomy & Astrophysics, vol. 595, , article no A132 (DOI 10.1051/0004-6361/201628760 , Bibcode 2016A&A...595A.132Z).
- ↑ (en) Brian D. Mason et al., « The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog », The Astronomical Journal, vol. 122, no 6, , p. 3466 (DOI 10.1086/323920 , Bibcode 2001AJ....122.3466M, lire en ligne, consulté le ).
- ↑ (en) B. V. Kukarkin et al., « 62nd Name-List of Variable Stars », Information Bulletin on Variable Stars, vol. 1248, no 1, , p. 15 (Bibcode 1977IBVS.1248....1K).
- 1 2 (la) Nicolas-Louis de Lacaille, Coelum australe stelliferum ..., H.-L. Guérin & L.-F. Delatour, , 7– (lire en ligne).
- ↑ (en) Francis Baily, The Catalogue of Stars of the British Association for the Advancement of Science : Containing the Mean Right Ascensions and North Polar Distances of Eight Thousand Three Hundred and Seventy-Seven Fixed Stars, British Association for the Advancement of Science, (Bibcode 1845tcot.book.....B).
- 1 2 (en) N. D. Kostjuk, « HD-DM-GC-HR-HIP-Bayer-Flamsteed Cross Index », Centre de données astronomiques de Strasbourg, (consulté le ).
- ↑ (en) A. van Hoof, « Six New Variable B-Stars », Information Bulletin on Variable Stars, vol. 807, , p. 1 (Bibcode 1973IBVS..807....1V, lire en ligne).
- ↑ (en) Anamarija Stankov et Gerald Handler, « Catalog of Galactic β Cephei Stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 158, no 2, , p. 193–216 (DOI 10.1086/429408, Bibcode 2005ApJS..158..193S, arXiv astro-ph/0506495).
- ↑ (en) Jonathan Labadie-Bartz et al., « Classifying Be Star Variability With TESS. I. The Southern Ecliptic », The Astronomical Journal, vol. 163, no 5, , article no 226 (DOI 10.3847/1538-3881/ac5abd , Bibcode 2022AJ....163..226L, arXiv 2010.13905).
Liens externes
modifier- (en) NW Puppis sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
