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SS Cygni

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
SS Cygni
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière en bande visible de SS Cygni, tracée à partir des données de l'AAVSO[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 21h 42m 42,8034s[2]
Déclinaison +43° 35′ 09,864″[2]
Constellation Cygne
Magnitude apparente 7,7 à 12,4[3]

Localisation dans la constellation : Cygne

(Voir situation dans la constellation : Cygne)
Caractéristiques
Type spectral K5V[4]
Variabilité Nova naine[3]
Astrométrie
Vitesse radiale −16,1 km/s[5]
Mouvement propre μα = +112,373 ± 0,113 mas/a[2]
μδ = +33,589 ± 0,094 mas/a[2]
Parallaxe 8,724 2 ± 0,049 1 mas[2]
Distance 372 ± 7 al
(114 ± 2[6] pc)
Caractéristiques physiques
Masse 0,55 ± 0,13 M☉[5] / 0,81 ± 0,2[5] M☉
Température 4 560 K[5]
Orbite
Période (P) 0,275 129 73 j
Inclinaison (i) 45 - 56°

Désignations

SS Cyg, HD 206697, BD+42°4189a, TYC 3196-723-1[7]

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Comparaison de SS Cygni en éruption et en phase calme.

SS Cygni est une étoile variable de la constellation boréale du Cygne. Elle est le prototype de la sous-classe de novas naines qui présentent seulement des éruptions normales. Elle passe typiquement de la 12e magnitude à la 8e magnitude pendant 1–2 jours tous les 7 ou 8 semaines. La déclinaison assez boréale de SS Cygni (environ 44° N) rend l'étoile presque circumpolaire sous les latitudes européennes et nord-américaines, permettant à une grande partie des astronomes amateurs du monde entier d'observer son comportement. De plus, puisque l'étoile se situe devant le riche arrière-plan de la bande de la Voie lactée, le champ de vue du télescope autour de SS Cygni contient un grand nombre d'étoiles utiles pour comparer sa luminosité.

SS Cygni, comme toutes les autres variables cataclysmiques est constituée d'un système binaire serré. Une des composantes est une étoile naine rouge, plus froide que le Soleil, tandis que l'autre est une naine blanche. Les études suggèrent que les étoiles du système SS Cygni sont séparées (de surface à surface) par « seulement » 160 000 km ou moins. Les deux étoiles sont si proches qu'elles accomplissent leur révolution orbitale en un peu plus de 6 heures et demie. L'inclinaison du système a été calculée valoir entre 45 et 56 degrés, fournissant des masses de 0,81 M☉ pour la primaire naine blanche et de 0,55 M☉ pour la secondaire naine rouge[5].

Astronomiquement parlant, SS Cygni est également relativement proche de la Terre. Estimée initialement entre 90 et 100 années-lumière[8], sa distance fut révisée en 1952 à environ 400 années-lumière. En 2007, les données de Hubble fournirent une distance d'environ 540 années-lumière, bien que cette valeur causa des difficultés avec la théorie des novas naines[9] ; ceci fut vérifié durant 2010—2012 par radio-astrométrie avec le VLBI, ce qui fournit une distance plus faible de 114 ± 2 parsecs (372 ± 6,5 al)[6]. Cette valeur est en bien meilleur accord avec l'ancienne valeur (≈ 400 années-lumière) et elle supprime complètement les difficultés dans la théorie des novas naines que provoquait la plus distance plus grande fournie par Hubble. Le satellite Gaia a mesuré une parallaxe annuelle de 8,72 ± 0,05 mas pour le couple, ce qui correspond à une distance tout à fait similaire d'environ 115 pc (∼375 al)[2].

Références

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  1. ↑ (en) « Download Data », sur aavso.org, AAVSO (consulté le )
  2. ↑ a b c d e et f (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. ↑ a et b (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)
  4. ↑ (en) R. C North et al., « The systemic velocities of four long-period cataclysmic variable stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 337, no 4,‎ , p. 1215–1223 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2002.05795.x, Bibcode 2002MNRAS.337.1215N, arXiv astro-ph/0201538)
  5. ↑ a b c d et e (en) Martin A Bitner, Edward L Robinson et Bradford B Behr, « The Masses and Evolutionary State of the Stars in the Dwarf Nova SS Cygni », The Astrophysical Journal, vol. 662,‎ , p. 564–573 (DOI 10.1086/517496, Bibcode 2007ApJ...662..564B, arXiv astro-ph/0703087)
  6. ↑ a et b (en) J. C. A. Miller-Jones, G. R. Sivakoff, C. Knigge, E. G. Körding et al., « An Accurate Geometric Distance to the Compact Binary SS Cygni Vindicates Accretion Disc Theory », Science, vol. 340, no 6135,‎ , p. 950–952 (PMID 23704566, DOI 10.1126/science.1237145, Bibcode 2013Sci...340..950M, arXiv 1305.5846)
  7. ↑ (en) V* SS Cyg -- Dwarf Nova sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  8. ↑ (en) Robert Jr. Burnham, Burnham's Celestial Handbook, New York, Dover,
  9. ↑ (en) M. R. Schreiber et J.P. Lasota, « The dwarf nova SS Cygni: what is wrong? », Astronomy & Astrophysics, vol. 473, no 3,‎ , p. 897–901 (DOI 10.1051/0004-6361:20078146, Bibcode 2007A&A...473..897S, arXiv 0706.3888)

Liens externes

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