T Vulpeculae

T Vulpeculae
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 20h 51m 28,23825s[1]
Déclinaison +28° 15′ 01,8166″[1]
Constellation Petit Renard
Magnitude apparente 5,754[2] (5,41 – 6,09)[3]

Localisation dans la constellation : Petit Renard

(Voir situation dans la constellation : Petit Renard)
Caractéristiques
Type spectral F5 Ib[4] / A0.8 V
Indice B-V +0,616 ± 0,049[5]
Variabilité δ Cep[3]
Astrométrie
Vitesse radiale −2,6 ± 0,6 km/s[5]
Mouvement propre μα = +3,496 mas/a[1]
μδ = −15,087 mas/a[1]
Parallaxe 1,673 8 ± 0,089 1 mas[1]
Distance 597 ± 32 pc (∼1 950 al)[1]
Magnitude absolue −3,19[4]
Caractéristiques physiques
Masse 4,9[4] M☉ / 2,1[4] M☉
Rayon 35,6 ± 4,4[6] R☉
Gravité de surface (log g) 1,75[7]
Luminosité 1 620[4] L☉
Température 6 220[7] K
Métallicité 0,01[8]
Âge 120 × 106 a[8]

Désignations

T Vul, BD+27°3890, HD 198726, HIP 102949, HR 7988, SAO 89216, AAVSO 2047+27[9]

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T Vulpeculae (en abrégé T Vul) est un système binaire probable de la constellation boréale du Petit Renard, voisine de l'étoile Zeta Cygni et proche de la paire 31 Vulpeculae et 32 Vulpeculae[10]. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente visuelle moyenne de 5,75[2]. La distance de ce système est d'environ ∼ 1 950 a.l. (∼ 598 pc), déterminée à partir de sa parallaxe annuelle de 1,67 mas[1].

C'est une variable céphéide classique bien étudiée et l'une des plus brillantes connues[11]. La magnitude apparente de T Vulpeculae varie entre 5,41 et 6,09[3] sur une période de 4,435 jours[2]. C'est une supergéante jaune-blanc de type spectral F5 Ib[4]. La variabilité de T Vul fut découverte en 1885 par Edwin Sawyer[12]. Les observations faites entre 1885 et 2003 montrent une faible mais constante baisse de la période de variabilité de 0,25 seconde par an[13].

L'étoile compagne fut détectée en 1992[11] ; c'est une étoile blanche de la séquence principale de type spectral A0.8 V ayant 2,1 fois la masse du Soleil[4]. Des périodes orbitales de 738 et de 1 745 jours ont été proposées, bien qu'en 2015, il subsistait toujours un doute sur le fait qu'il s'agit réellement d'un système binaire[14].

Références

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  1. ↑ a b c d e f et g (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.
  2. ↑ a b et c Nancy Remage Evans, Leonid Berdnikov, Jennifer Lauer, Douglas Morgan, Joy Nichols, H. Moritz Günther, Natalya Gorynya, Alexey Rastorguev et Pawel Moskalik, « Binary Properties from Cepheid Radial Velocities (CRaV) », The Astronomical Journal, vol. 150, no 1,‎ , p. 18 (DOI 10.1088/0004-6256/150/1/13, Bibcode 2015AJ....150...13E, arXiv 1505.05823)
  3. ↑ a b et c BSJ, « T Vulpeculae », AAVSO Website, American Association of Variable Star Observers, (consulté le )
  4. ↑ a b c d e f et g Nancy Remage Evans, Howard E. Bond, Gail H. Schaefer, Brian D. Mason, Margarita Karovska et Evan Tingle, « Binary Cepheids: Separations and Mass Ratios in 5M ⊙ Binaries », Astronomical Journal, vol. 146, no 4,‎ , p. 93, 10 (DOI 10.1088/0004-6256/146/4/93, Bibcode 2013AJ....146...93E, arXiv 1307.7123v1)
  5. ↑ a et b E. Anderson et Ch. Francis, « XHIP: An extended hipparcos compilation », Astronomy Letters, vol. 38, no 5,‎ , p. 331 (DOI 10.1134/S1063773712050015, Bibcode 2012AstL...38..331A, arXiv 1108.4971)
  6. ↑ A. Gallenne, P. Kervella, A. Mérand, H. McAlister, T. ten Brummelaar, V. Coudé du Foresto, J. Sturmann, L. Sturmann, N. Turner, C. Farrington et P. J. Goldfinger, « Mean angular diameters, distances, and pulsation modes of the classical Cepheids FF Aquilae and T Vulpeculae. CHARA/FLUOR near-infrared interferometric observations », Astronomy & Astrophysics, vol. 541,‎ , p. 5 (DOI 10.1051/0004-6361/201219102, Bibcode 2012A&A...541A..87G, arXiv 1203.6682)
  7. ↑ a et b R. O. Gray, P. W. Graham et S. R. Hoyt, « The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. II. Basic Parameters of Program Stars and the Role of Microturbulence », The Astronomical Journal, vol. 121, no 4,‎ , p. 2159 (DOI 10.1086/319957, Bibcode 2001AJ....121.2159G)
  8. ↑ a et b V. A. Marsakov, V. V. Koval', V. V. Kovtyukh et T. V. Mishenina, « Properties of the population of classical Cepheids in the Galaxy », Astronomy Letters, vol. 39, no 12,‎ , p. 851 (DOI 10.1134/S1063773713120050, Bibcode 2013AstL...39..851M)
  9. ↑ (en) V* T Vul -- Classical Cepheid (delta Cep type) sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  10. ↑ Patrick Moore, Exploring the Night Sky with Binoculars, Cambridge University Press, , 213 p. (ISBN 978-0-521-79390-2, lire en ligne), p. 147
  11. ↑ a et b Nancy R. Evans, « The luminosity of the classical Cepheid T VUL », Astronomical Journal, vol. 104, no 1,‎ , p. 216–219 (DOI 10.1086/116232, Bibcode 1992AJ....104..216E)
  12. ↑ E. F. Sawyer, « On a new variable star in the Constellation Vulpecula », Astronomische Nachrichten, vol. 113, no 16,‎ , p. 265 (DOI 10.1002/asna.18861131608, Bibcode 1886AN....113..265S)
  13. ↑ Ralf Meyer, « T Vulpeculae: Maximum Times Covering 120 Years Show a Slight, Continuous Period Decrease », Open European Journal on Variable Stars, vol. 46,‎ , p. 1 (Bibcode 2006OEJV...46....1M)
  14. ↑ A. Gallenne, A. Mérand, P. Kervella, J. D. Monnier, G. H. Schaefer, F. Baron, J. Breitfelder, J. B. Le Bouquin, R. M. Roettenbacher, W. Gieren, G. Pietrzyński, H. McAlister, T. ten Brummelaar, J. Sturmann, L. Sturmann, N. Turner, S. Ridgway et S. Kraus, « Robust high-contrast companion detection from interferometric observations. The CANDID algorithm and an application to six binary Cepheids », Astronomy & Astrophysics, vol. 579,‎ , p. 12 (DOI 10.1051/0004-6361/201525917, Bibcode 2015A&A...579A..68G)

Lien externe

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