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28 Cygni

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Pour les articles homonymes, voir b Cygni.

28 Cygni
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de 28 Cygni, réalisée à partir des données du satellite TESS[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 20h 09m 25,61906s[2]
Déclinaison 36° 50′ 22,6340″[2]
Constellation Cygne
Magnitude apparente 4,91 à 4,97[3]

Localisation dans la constellation : Cygne

(Voir situation dans la constellation : Cygne)
Caractéristiques
Type spectral B2,5 V[4] ou B2 IV(e)[5]
Indice U-B −0,77[6]
Indice B-V −0,13[6]
Indice R-I −0,14[6]
Variabilité SX Ari[3]
Astrométrie
Vitesse radiale −0,36 ± 2,59 km/s[7]
Mouvement propre μα =  2,739 mas/a[2]
μδ =  13,168 mas/a[2]
Parallaxe 3,892 1 ± 0,112 9 mas[2]
Distance 256,9 ± 7,5 pc (∼838 al)[8]
Magnitude absolue −2,56[9]
Caractéristiques physiques
Masse 9,5 ± 0,3 M☉[10]
Rayon 5,7 R☉[11]
Gravité de surface (log g) 3,983[12]
Luminosité 1 353 L☉[13]
Température 11 338 K[13]
Rotation 320 km/s[11]
Âge 22,1 ± 2,8 × 106 a[10]

Désignations

b2 Cyg, 28 Cyg, V1624 Cyg, HR 7708, HD 191610, HIP 99303, BD 36°3907, FK5 1525, SAO 69518[8]

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28 Cygni (en abrégé 28 Cyg) est une étoile binaire[14] de cinquième magnitude de la constellation boréale du Cygne. Elle porte également la désignation de Bayer de b2 Cygni ainsi que la désignation d'étoile variable de V1624 Cygni, 28 Cygni étant sa désignation de Flamsteed. Le système présente une parallaxe annuelle de 3,89 mas mesurée par le satellite Gaia, ce qui permet d'en déduire qu'il est distant d'environ 257 pc (∼838 al) de la Terre. Sa magnitude absolue est de −2,56[9], ce qui signifie que si l'étoile était distante de 10 pc (~32,6 al), elle serait plus brillante que Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel nocturne.

La composante primaire du système de 28 Cygni a été classée comme une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B2,5 V par Lesh (1968)[4]. Slettebak (1982) lui a attribué un type spectral de B2 IV(e)[5], ce qui suggérerait plutôt que ce serait une sous-géante un peu plus évoluée. C'est une étoile Be, dont le spectre montre des raies en émission en raison de la présence d'un disque de gaz éjectés en orbite autour de l'étoile. L'étoile montre une variabilité de court terme avec au moins deux périodes distinctes[11], et elle est classée comme une étoile variable de type SX Arietis dans le General Catalogue of Variable Stars[3]. Sa magnitude apparente varie entre 4,91 et 4,97[3].

Elle tourne rapidement sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 320 km/s, que l'on estime être autour de 80 % la valeur de la vitesse de rotation critique. Cela donne à l'étoile une forme aplatie avec un bourrelet équatorial qui vaut 6,5 R☉, contre un rayon de 5,7 R☉ aux pôles[11]. L'étoile possède un compagnon secondaire en orbite, qui est une étoile sous-naine de type O[14]. Après plusieurs tentatives précédentes infructueuses pour repérer ce compagnon[15], il a fini par être détecté en utilisant la méthode de l'interférométrie, mais ses paramètres orbitaux ne sont pas encore connus[14].

Notes et références

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  1. ↑ (en) « MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes », Space Telescope Science Institute (consulté le )
  2. ↑ a b c d et e (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. ↑ a b c et d (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 )
  4. ↑ a et b (en) Janet Rountree Lesh, « The Kinematics of the Gould Belt: an Expanding Group? », The Astrophysical Journal Supplement, vol. 17,‎ , p. 371 (DOI 10.1086/190179 Accès libre, Bibcode 1968ApJS...17..371L)
  5. ↑ a et b (en) A. Slettebak, « Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 50,‎ , p. 55–83, article no 80 (DOI 10.1086/190820 Accès libre, Bibcode 1982ApJS...50...55S)
  6. ↑ a b et c (en) D. Hoffleit et W. H. Warren, « 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)
  7. ↑ (en) Juliette C. Becker et al., « Extracting Radial Velocities of A- and B-type Stars from Echelle Spectrograph Calibration Spectra », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 217, no 2,‎ , p. 13, article no 29 (DOI 10.1088/0067-0049/217/2/29, Bibcode 2015ApJS..217...29B, arXiv 1503.03874)
  8. ↑ a et b (en) * b02 Cyg -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  9. ↑ a et b (en) 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)
  10. ↑ a et b (en) N. Tetzlaff, R. Neuhäuser et M. M. Hohle, « A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 410, no 1,‎ , p. 190–200 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, Bibcode 2011MNRAS.410..190T, arXiv 1007.4883)
  11. ↑ a b c et d (en) D. Baade et al., « Short-term variability and mass loss in Be stars. III. BRITE and SMEI satellite photometry of 28 Cygni », Astronomy & Astrophysics, vol. 610,‎ , p. 17, article no A70 (DOI 10.1051/0004-6361/201731187, Bibcode 2018A&A...610A..70B, arXiv 1708.07360)
  12. ↑ (en) Y Frémat et al., « Effects of gravitational darkening on the determination of fundamental parameters in fast-rotating B-type stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 440, no 1,‎ , p. 305 (DOI 10.1051/0004-6361:20042229, Bibcode 2005A&A...440..305F, arXiv astro-ph/0503381)
  13. ↑ a et b (en) I. McDonald, A. A. Zijlstra et M. L. Boyer, « Fundamental Parameters and Infrared Excesses of Hipparcos Stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 427, no 1,‎ , p. 343–57 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x, Bibcode 2012MNRAS.427..343M, arXiv 1208.2037)
  14. ↑ a b et c (en) Robert Klement et al., « Interferometric Detections of sdO Companions Orbiting Three Classical Be Stars », The Astrophysical Journal, vol. 926, no 2,‎ , p. 213 (DOI 10.3847/1538-4357/ac4266, Bibcode 2022ApJ...926..213K, arXiv 2112.05073)
  15. ↑ (en) Luqian Wang, Douglas R. Gies et Geraldine J. Peters, « Detection of Additional Be sdO Systems from IUE Spectroscopy », The Astrophysical Journal, vol. 853, no 2,‎ , p. 10, article no 156 (DOI 10.3847/1538-4357/aaa4b8, Bibcode 2018ApJ...853..156W, arXiv 1801.01066)

Lien externe

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