AB Andromedae — Wikipédia

AB Andromedae
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de AB Andromedae[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 23h 11m 32,08609s[2]
Déclinaison +36° 53′ 35,10721″[2]
Constellation Andromède
Magnitude apparente 9,49 à 10,46[3]

Localisation dans la constellation : Andromède

(Voir situation dans la constellation : Andromède)
Caractéristiques
Type spectral G5 / G5V[3]
Magnitude apparente (B) 10,62[4]
Magnitude apparente (V) 9,675[4]
Magnitude apparente (G) 9,695 3[2]
Magnitude apparente (J) 8,172[5]
Magnitude apparente (H) 7,805[5]
Magnitude apparente (K) 7,665[5]
Indice B-V 0,916 3[4]
Variabilité W Ursae Majoris
Astrométrie
Vitesse radiale 27,53 ± 0,67 km/s[6]
Mouvement propre μα = 107,923 ± 0,046 mas/a[2]
μδ = −53,357 ± 0,036 mas/a[2]
Parallaxe 11,702 7 ± 0,036 7 mas[2]
Distance 278,7 ± 0,9 a.l. (∼ 85,4 pc)
Caractéristiques physiques
Masse 1,04 M☉[7] / 0,60 M☉[7]
Rayon 1,03 R☉[7] / 0,78 R☉[7]
Gravité de surface (log g) 4,392[8] / 4,347[7]
Température 5 798 K[7] / 5 450 K[7]
Âge 5,53 ± 2,00 Ga[9]
Orbite
Demi-grand axe (a) 2,308 R☉[9]
Excentricité (e) 0,002 ± 0,001[10]
Période (P) 0,331 9 j[10]
Argument du périastre (ω) 40 ± 5[10] / 220 ± 5[10]°

Désignations

AB And, 2MASS J23113209+3653351, BD+36°5017, HIP 114508, SAO 73069, TYC 2763-904-1

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AB Andromedae (en abrégé AB And) est une étoile binaire et une étoile variable de type W Ursae Majoris. Paul Guthnick (en) et Richard Prager (en) ont découvert que l'étoile est une binaire à éclipses en 1927[11],[12]. Sa magnitude apparente au maximum de luminosité est de 9,49, mais elle montre une variation qui la fait descendre jusqu'à une magnitude 10,46 selon un cycle périodique d'une période d'approximativement 8 heures. La variabilité observée est typique des étoiles variables de type W Ursae Majoris[3], donc les étoiles du système forment une étoile binaire à contact.

Système

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Le type spectral observé des deux étoiles d'AB Andromedae est G5, et l'une d'elles est une étoile de la séquence principale très similaire au Soleil[3]. Elles gravitent si près que leurs enveloppes se touchent. Il s'agit d'une phase dynamiquement stable qui devrait durer jusqu'à ce que l'une des deux étoiles quitte la séquence principale.

Le système pourrait également héberger un troisième composant avec une période orbitale de 19 046 jours, avec une masse minimale de 0,007 M☉ et une excentricité de 0,22, mais toutes les données collectées dans le temps ne sont pas cohérentes avec cette hypothèse[10][Pas dans la source].

Variabilité

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Les deux étoiles s'éclipsent au cours de leur orbite, mais elles ont une forme allongée et présentent donc une variation constante au lieu d'éclipses distinctes. Quoi qu'il en soit, une périodicité est clairement visible, mais elle change avec le temps ; la période présente une tendance à long terme et une modulation périodique de 7 000 jours. Les effets responsables de ce comportement pourraient être la présence d'un troisième composant dans le système, l'interaction magnétique entre deux étoiles[7], le transfert de masse d'une étoile à l'autre, une perte de masse dans le système, et récemment un mécanisme interne dans les enveloppes en contact a même été proposé[8].

Notes et références

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Notes

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Références

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  1. ↑ Stefan Parimucha, Theodor Pribulla et Martin Vanko, « New Photoelectric Light Curves of AB Andromedae », Information Bulletin on Variable Stars, vol. 4834,‎ , p. 1 (Bibcode 2000IBVS.4834....1P)
  2. ↑ a b c d e et f A. G. A. Brown et al., « 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)
  3. ↑ a b c et d N. N. Samus, O. V. Durlevich et al., « AB And », sur webviz.u-strasbg.fr
  4. ↑ a b et c E. Høg, C. Fabricius, V. V. Makarov, S. Urban, T. Corbin, G. Wycoff, U. Bastian, P. Schwekendiek et A. Wicenec, « The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 355,‎ , L27–L30 (Bibcode 2000A&A...355L..27H)
  5. ↑ a b et c Roc M. Cutri, Michael F. Skrutskie, Schuyler D. Van Dyk, Charles A. Beichman, John M. Carpenter, Thomas Chester, Laurent Cambresy, Tracey E. Evans, John W. Fowler, John E. Gizis, Elizabeth V. Howard, John P. Huchra, Thomas H. Jarrett, Eugene L. Kopan, J. Davy Kirkpatrick, Robert M. Light, Kenneth A. Marsh, Howard L. McCallon, Stephen E. Schneider, Rae Stiening, Matthew J. Sykes, Martin D. Weinberg, William A. Wheaton, Sherry L. Wheelock et N. Zacarias, « VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003) », CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues, vol. 2246,‎ , article no II/246 (Bibcode 2003yCat.2246....0C)
  6. ↑ S. Bilir, Y. Karataș, O. Demircan et Z. Eker, « Kinematics of W Ursae Majoris type binaries and evidence of the two types of formation », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 357, no 2,‎ , p. 497–517 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2005.08609.x, Bibcode 2005MNRAS.357..497B, arXiv astro-ph/0411291)
  7. ↑ a b c d e f g et h T. Borkovits, M. M. Elkhateeb, Cz. Csizmadia, J. Nuspl, I. B. Bíró, T. Hegedüs et R. Csorvási, « Indirect evidence for short period magnetic cycles in W UMa stars. Period analysis of five overcontact systems. », Astronomy & Astrophysics, vol. 441, no 3,‎ , p. 1087–1097 (DOI 10.1051/0004-6361:20052805, Bibcode 2005A&A...441.1087B, arXiv astro-ph/0507228)
  8. ↑ a et b L. Liu, S. B. Qian et X. Xiong, « A new mechanism of long-term period variations for W UMa-type contact binaries », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 474, no 4,‎ , p. 5199–5205 (DOI 10.1093/mnras/stx3138, Bibcode 2018MNRAS.474.5199L, arXiv 1712.04358, S2CID 54501434)
  9. ↑ a et b M. Yıldız, « Origin of W UMa-type contact binaries - age and orbital evolution », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 437, no 1,‎ , p. 185–194 (DOI 10.1093/mnras/stt1874, Bibcode 2014MNRAS.437..185Y, arXiv 1310.5526, S2CID 119121897)
  10. ↑ a b c d et e K. Karami, K. Ghaderi, R. Mohebi, R. Sadeghi et M. M. Soltanzadeh, « Velocity-Curve Analysis of the Spectroscopic Binary Stars V373 Cas, V2388 Oph, V401 Cyg, GM Dra, V523 Cas, AB And and HD 141929 by Artificial Neural Networks », Publications of the Astronomical Society of Australia, vol. 26, no 2,‎ , p. 121–127 (DOI 10.1071/AS09010, Bibcode 2009PASA...26..121K, arXiv 0907.4411, S2CID 119247525)
  11. ↑ P. Th. Oosterhoff, « Epochs of minimum of AB Andromedae », Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, vol. 5,‎ , p. 37–40 (Bibcode 1929BAN.....5...37O)
  12. ↑ P. Guthnick et R. Prager, « Benennung von veränderlichen Sternen », Astronomische Nachrichten, vol. 231, no 10,‎ , p. 161–172 (DOI 10.1002/asna.19272311002, Bibcode 1927AN....231..161G)

Liens externes

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Bases de données
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