V Puppis

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Ne doit pas être confondu avec ν (Nu) Puppis, ni avec HR 2462 qui a parfois pu être nommée V Puppis (avec une désignation de Bayer et non une désignation d'étoile varible).

V Puppis Aa / Ab
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de V Puppis, tracée avec les données du satellite TESS.
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 07h 58m 14,438 56s
Déclinaison −49° 14′ 41,694 7″
Constellation Poupe
Magnitude apparente 4,35 à 4,92 (5,10 / 5,59),

Localisation dans la constellation : Poupe

(Voir situation dans la constellation : Poupe)
Caractéristiques
Stade évolutif séquence principale
Type spectral B1Vp + B3IV:
Indice U-B −0,96
Indice B-V −0,17
Variabilité β Lyr
Astrométrie
Vitesse radiale +20,0 ± 1,1 km/s
Mouvement propre μα = −5,53 ± 0,26 mas/a
μδ = +8,27 ± 0,25 mas/a
Parallaxe 2,40 ± 0,23 mas
Distance 1 400 ± 100 al
(420 ± 40 pc)
Magnitude absolue −3,56
Caractéristiques physiques
Masse 14,0 ± 0,5 M☉ / 7,3 ± 0,3 M☉
Rayon 5,48 ± 0,18 R☉ / 4,59 ± 0,15 R☉
Luminosité 12 600 ± 2 100 L☉ / 6 500+1 300
−1 100 L☉
Température 26 000 ± 1 000 K / 24 000 ± 1 000 K
Rotation 246 ± 5 km/s / 209 ± 6 km/s
Âge 5,0 ± 0,8 Ma
Composants stellaires
Composants stellaires V Pup Aa, V Pup Ab
Orbite
Compagnon V Pup Ab
Demi-grand axe (a) 14,96 ± 0,20 R☉
Excentricité (e) 0
Période (P) 1,454 485 9 j
Inclinaison (i) 80,5 ± 0,3°
Demi-amplitude (K1) 175,4 ± 3,2 km/s
Demi-amplitude (K2) 338,8 ± 5,4 km/s

Désignations

V Pup, HD 65818, HIP 38957, HR 3129, CD−48 3349, CPD−48 1373, GC 10802, SAO 219226, WDS J07582 -4915A

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V Puppis (en abrégé V Pup) est un système d'étoiles probablement quadruple de la constellation australe de la Poupe. C'est une binaire à éclipses dont la magnitude apparente varie entre 4,35 et 4,92, ce qui fait qu'elle est toujours visible à l'œil nu. D'après la mesure de sa parallaxe, le système est distant d'environ 420 pc (∼1 370 al) de la Terre. Il s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale de +20 km/s.

Caractéristiques

V Puppis est une binaire à éclipses de type Beta Lyrae ainsi qu'une binaire spectroscopique à raies doubles avec une courte période orbitale de 1,454 jour. Au maximum, la magnitude visuelle du système est de 4,35, tandis qu'elle s'abaisse jusqu'à 4,92 lors de l'éclipse primaire et jusqu'à 4,82 lors de l'éclipse secondaire. Les deux étoiles sont séparées par 15 R☉ (soit 0,07 ua ou 10 000 000 km) et sont dans une configuration semi-détachée. Ce sont deux étoiles bleu-blanc de la séquence principale. La composante objet primaire, désignée V Pup Aa et celle qui gagne de la masse, est de type spectral B1Vp. Elle est 14 fois plus massive que le Soleil et fait 5,5 fois le rayon du Soleil. Elle est autour de 12 600 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 26 000 K. La composante secondaire, V Pup Ab, qui donne de la masse, est de type spectral B3IV:. Elle est 7,3 fois plus massive que le Soleil et son rayon est 4,6 fois plus grand que le rayon solaire. Elle est autour de 6 500 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 24 000 K.

Si les propriétés de la primaire son consistantes avec une étoile sur la séquence principale, le compagnon apparaît être trop lumineux comparé à une étoile de même masse sur la séquence principale. On pense que la composante secondaire actuelle était à l'origine la plus massive des deux, mais qu'elle a subi un transfert de matière avec l'étoile qui était alors sa compagne. La plus grande partie de la matière aurait été éjectée dans l'espace plutôt que d'être accrétée sur l'autre étoile.

Recherche de composantes supplémentaires

Une analyse à long terme des données photométriques de V Puppis A montre que système présente des variations dans les moments des éclipses, ce qui implique la présence d'au moins un corps massif supplémentaire qui influence l'orbite des composantes éclipsantes. En 2008, un premier calcul détermine que ce troisième corps aurait une période orbitale de 5,47 ans et une masse de 10,4 M☉. Malgré cette masse, ce compagnon ne présente pas de spectre visible et de la matière circumstellaire avec une grande abondance d'éléments lourds — qui auraient été produits par une supernova passée — est présente dans le système, ce qui a conduit à émettre l'hypothèse qu'il pourrait s'agir d'un trou noir stellaire, qui serait alors l'un des plus proches connus (en).

Cependant, une étude de 2026 analysant des données photométriques sur une encore plus longue période, démontre que les variations sont expliquées par la présence de deux étoiles en orbite, qui seraient deux autres étoiles de type B sur la séquence principale. Ces deux étoiles auraient des périodes orbitales respectives de 5 200 jours (14 ans) et de 15 100 jours (41 ans) autour de la paire centrale. La plus proche, dite composante tertiaire, a une masse minimale calculée de 6,3 M☉ et un demi-grand axe d'au moins 17,7 ua, tandis que la plus lointaine, dite composante quaternaire, a une masse minimale de 3,5 M☉ et un demi-grand axe minimal de 35 ua. Leurs demi-grands axes suivent un rapport 1:2 et leurs périodes orbitales suivant une résonance d'approximativement, 1:3, ce qui suggère que les quatre étoiles du système se sont formées par fragmentation d'un disque protoplanétaire. La luminosité attendue de ces deux autres compagnons apporte la même contribution que celle d'un unique troisième compagnon trouvé dans une étude antérieure, mais explique en plus l'absence de spectre visible, ce qui évite d'invoquer l'hypothèse de la présence d'un compagnon exotique tel qu'une trou noir.

Compagnons visuels

V Puppis A fait partie de l'étoile multiple connue comme WDS J07582 -4915, qui comprend les composantes visuelles suivantes :

Au minimum, il apparaît que V Puppis B est un compagnon physiquement associé à V Puppis. D'après sa parallaxe annuelle donnée dans Gaia DR3, il est situé à 406,9 ± 3,5 pc (∼1 330 al) de la Terre et il est répertorié comme un membre de l'amas ouvert OCSN 200 avec une probabilité de 96 %.

La composante D est quant à elle située à 403 ± 2 pc (∼1 310 al) de la Terre et elle est répertoriée comme membre de l'amas OCSN 199 avec une probabilité de 96 %. La composante C est à 324 ± 15 pc (∼1 060 al) de la Terre et elle partage un mouvement propre commun avec V Puppis A. Enfin, la composante E est une étoile beaucoup plus lointaine qui n'est pas liée aux autres composantes, située à une distance de 2 460 ± 60 pc (∼8 020 al).

Notes et références

  1. ↑ (en) « MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes », Space Telescope Science Institute (consulté le ).
  2. 1 2 (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.
  3. 1 2 3 4 (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. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 (en) E. Budding et al., « Absolute parameters of young stars: V Puppis », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 502, no 4,‎ , p. 6032–6043 (DOI 10.1093/mnras/stab381 Accès libre, Bibcode 2021MNRAS.502.6032B, arXiv 2102.00362).
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  9. ↑ (en) Andreï Tokovinine, « HR 3129 », sur Multiple Star Catalog (MSC) (consulté le ).
  10. ↑ (en) V* V Pup -- Spectroscopic Binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  11. ↑ (en) S.-B. Qian, W.-P. Liao et E. Fernández Lajús, « Evidence of a Massive Black Hole Companion in the Massive Eclipsing Binary V Puppis », The Astrophysical Journal, vol. 687, no 1,‎ , p. 466–470 (DOI 10.1086/591515 Accès libre, Bibcode 2008ApJ...687..466Q, arXiv 0806.4944).
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Bibliographie

Liens externes