W Virginis
| Ascension droite | 13h 26m 01,99288s[2] |
|---|---|
| Déclinaison | −03° 22′ 43,4311″[2] |
| Constellation | Vierge |
| Magnitude apparente | 9,46 à 10,75[3] |
Localisation dans la constellation : Vierge   | |
| Type spectral | F0Ib-G0Ib[3] |
|---|---|
| Indice B-V | 0,43 - 0,99[4] |
| Variabilité | W Virginis[3] |
| Vitesse radiale | −65,5 ± 2 km/s[5] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −4,007 mas/a[2] μδ = 1,105 mas/a[2] |
| Parallaxe | 0,472 8 ± 0,022 2 mas[2] |
| Distance | 2 115 ± 99 pc (∼6 900 al)[6] |
| Magnitude absolue | −3,0[7] |
| Masse | 0,4 M☉[8] |
|---|---|
| Rayon | 22 - 52 R☉[4] |
| Gravité de surface (log g) | 0,0[9] |
| Luminosité | 474 - 1 247 L☉[4] |
| Température | 4 280 - 6 550 K[4] |
| Métallicité | [Fe/H] = −1,0[9] |
Désignations
W Virginis (en abrégé W Vir) est une étoile variable de la constellation zodiacale de la Vierge. C'est le prototype des variables de type W Virginis, une sous-classe de céphéides de type II. Sa magnitude apparente varie entre 9,46 et 10,75 sur une période d'environ 17 jours[3]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, l'étoile est distante d'approximativement ∼ 6 900 a.l. (∼ 2 120 pc) de la Terre[2].
Il existe des variations dans la courbe de lumière de W Virginis qui sont apparemment dues à de multiples périodes de pulsation plutôt qu'à des instabilités inhérentes de la pulsation. Le mode dominant a une période de 17,271 34 jours, avec une décroissance de cette période détectée sur plus de 75 ans d'observations[10].
La pulsation provoque des changements à la fois dans la température et la taille de l'étoile, qui sont eux-mêmes à l'origine de grandes variations dans sa luminosité et sa magnitude. La température maximale se produit quand l'étoile est visuellement la plus brillante, et quand sa taille est la plus petite. À l'inverse, la température minimale et le rayon le plus grand ont lieu autour de la phase 0,5, quand la luminosité décroît et qu'elle est presque à son minimum. Étant donné que plus de rayonnement infrarouge est produit lorsque l'étoile est plus froide, le maximum de luminosité en infrarouge se produit lorsque sa magnitude visuelle est déjà en train de décroître, et la luminosité bolométrique maximale est enregistrée autour de la phase 0,25, c'est-à-dire à peu près à la moitié du chemin entre la luminosité visuelle maximale et minimale[4].
Les variables de type W Virginis sont de vieilles étoiles en train de fusionner l'hélium dans des coquilles extérieures à leur noyau et elles sont moins massives que le Soleil. Elles ont des classes de luminosité de supergéantes malgré leurs masses et leurs luminosités réelles relativement modestes, parce que ce sont des étoiles qui ont énormément enflé et qui possèdent des gravités de surface très faible. W Virginis elle-même en est un exemple typique, avec une masse qui vaut moins de la moitié de celle du Soleil[8]. Son rayon pulse entre 20 et 50 rayons solaires et sa luminosité varie de moins de 500 L☉ à plus de 1 200 L☉[4].
Notes et références
[modifier | modifier le code]- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « W Virginis » (voir la liste des auteurs).
- (en) E. Plachy et al., « First observations of W Virginis stars with K2: detection of period doubling », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 465, no 1, , p. 173–179 (DOI 10.1093/mnras/stw2703
, Bibcode 2017MNRAS.465..173P, arXiv 1610.05488)
- (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.
- (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 )
- (en) Timothy Barker et al., « Abundance Analysis of Population II Variable Stars. I. W Virginis », The Astrophysical Journal, vol. 165, , p. 67 (DOI 10.1086/150877 , Bibcode 1971ApJ...165...67B)
- (en) Ralph Elmer Wilson, General Catalogue of Stellar Radial Velocities, Carnegie Institution of Washington, (Bibcode 1953GCRV..C......0W)
- (en) V* W Vir -- Type II Cepheid Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en) Z. Balog, J. Vinko et G. Kaszas, « Baade-Wesselink Radius Determination of Type II Cepheids », The Astronomical Journal, vol. 113, , p. 1833 (DOI 10.1086/118394, Bibcode 1997AJ....113.1833B)
- (en) E. Böhm-Vitense et al., « Masses and luminosities of population II cepheids », The Astrophysical Journal, vol. 194, , p. 125 (DOI 10.1086/153229 , Bibcode 1974ApJ...194..125B)
- (en) Thomas Maas, Sunetra Giridhar et David L. Lambert, « The Chemical Compositions of the Type II Cepheids-The BL Herculis and W Virginis Variables », The Astrophysical Journal, vol. 666, no 1, , p. 378–392 (DOI 10.1086/520081, Bibcode 2007ApJ...666..378M, arXiv 0706.2029)
- (en) M. R. Templeton et A. A. Henden, « Multicolor Photometry of the Type II Cepheid Prototype W Virginis », The Astronomical Journal, vol. 174, no 5, , p. 1999–2005 (DOI 10.1086/522945, Bibcode 2007AJ....134.1999T, arXiv 0709.0401)
Liens externes
[modifier | modifier le code]- (en) W Virginis sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en) Kate Davis, « W Virginis », Variable Star of the Season, sur www.aavso.org, AAVSO.
