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CV Serpentis

CV Serpentis, également désignée HD 168206 ou WR 113, est une étoile Wolf-Rayet de la constellation du Serpent[1]. CV Serpentis est aussi un système binaire à éclipses détaché avec une période orbitale de 29,7 jours[2]. Le système est situé à une distance d'environ 6 700 années-lumière du Soleil sur la base de mesures de parallaxe[3]. Il est membre de l'association stellaire Serpens OB2[4].

CV Serpentis
Description de cette image, également commentée ci-après
Image infrarouge de CV Serpentis
prise par le 2MASS - Crédit : 2MASS
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 18h 19m 07,3629298440s
Déclinaison −11° 37′ 59,164994424″
Constellation Serpent
Magnitude apparente 9,10

Localisation dans la constellation : Serpent

(Voir situation dans la constellation : Serpent)
Caractéristiques
Type spectral WC8+O8/9III/V
Indice B-V 0,724 ± 0,033
Astrométrie
Vitesse radiale 17 ± 2 km/s
Mouvement propre μα = −0,691 mas/a
μδ = −1,568 mas/a
Distance 6 700±200 a.l. (∼2 050 pc)
Magnitude absolue

−5,1 ± 0,8 (système)

−3,9+1,8
−1,3 (étoile WR)
Caractéristiques physiques
Binaire
Demi-grand axe (a) ua
Période (P) 29,704 j
Inclinaison (i) 63,5 ± 2,5°
Argument du périastre (ω) 330 ± 10°
Longitude du nœud ascendant (Ω) °
Époque du périastre (τ) JJ

Autres désignations

Hen 3-1667, HD 168206, SAO 161325, HIP 89769, TYC 5685-3986-1, BD-11 4593, WR 113

Propriétés physiques
Nébuleuse créée par l'éjection de matière de CV Serpentis - Crédit : NASA, Agence spatiale européenne, Wide-field Infrared Survey Explorer.

En 1892, cette étoile s'est avérée être un objet d'intérêt sur la base de photographies de ses spectres stellaires propres prises depuis la station Boyden à Arequipa, au Pérou[5]. Il a été déterminé qu'il s'agissait d'une étoile Wolf-Rayet (WR) de type carbonée[6] et en 1945, W. A. Hiltner a découvert qu'il s'agissait d'une binaire spectroscopique. Ce système a été signalé comme étant une binaire à éclipses par S. Gaposchkin en 1949[7], qui a trouvé une diminution de la luminosité de 0,14 de magnitude lors de la première éclipse et de 0,08 lors de la seconde. R. M. Hjellming et W. A. Hiltner ont mesuré en 1963 une éclipse primaire beaucoup plus profonde avec une diminution d'environ 0,55 de magnitude[8], puis en 1970, K. Stępień n'a vu aucune preuve d'éclipse[9]. L. V. Kuhi et F. Schweizer ont confirmé ce dernier résultat, en émettant l'hypothèse qu'il est le résultat d'une enveloppe Wolf-Rayet changeante[10].

Il s'agit d'une binaire spectroscopique à raies doubles sur une orbite presque circulaire, ce qui signifie que les spectres des deux composants sont visibles[11]. Le compagnon de l'étoile WR est une étoile de type OB massive avec une classification stellaire O8-9IV[11]. Une double coque nébuleuse centrée sur CV Serpentis a été découverte en 1984, couvrant des diamètres angulaires de 4' et 9'. L'anneau extérieur diffus est incomplet, s'étendant sur un rayon de 5,4 pc à une distance approximative de deux kiloparsecs[12]. Des variations dans la courbe de lumière du système ont continué à être observées, suggérant des changements dans le flux sortant de l'étoile Wolf-Rayet[13]. Une caractéristique d'émission dans le spectre du système a été interprétée comme une région entre les deux étoiles où leurs vents stellaires entrent en collision[14], formant une région de choc de plasma[11].

Le système devrait évoluer vers une binaire avec l'étoile OB et un trou noir stellaire de 8 M☉ à la suite d'une supernova ratée (en) où l'étoile WR s'effondre avec peu ou pas d'explosion visible[15]. On observe que l'étoile OB tourne rapidement entre 310 et 330 km/s en utilisant des raies spectrales d'hélium neutre. Les observations utilisant des raies d'absorption d'hélium ionisé montrent une vitesse plus faible, interprétée comme montrant une forme oblate avec un assombrissement par gravité provoquant des températures plus basses à l'équateur.

Une étoile compagne au système de CV Serpentis a été trouvée par interférométrie des tavelures. Elle est séparée de 1,16" de la binaire spectroscopique et est huit magnitudes plus faible. La séparation projetée de 2 200 UA déduite est beaucoup plus grande que la séparation maximale possible de 129 UA de la paire Wolf-Rayet et OB. Si elle se trouve à la même distance que la paire spectroscopique brillante, il s'agirait probablement d'une étoile de séquence principale de type F sur une orbite d'une période d'environ 100 000 an et du compagnon connu de luminosité la plus faible de toute étoile WR à 5 L☉[16].

Articles connexes

Références
  1. « Stellarium Web Online Star Map », sur stellarium-web.org (consulté le )
  2. N. N. Samus', E. V. Kazarovets, O. V. Durlevich et N. N. Kireeva, « General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61,‎ , p. 80–88 (ISSN 1063-7729, DOI 10.1134/S1063772917010085, lire en ligne, consulté le )
  3. Gaia Collaboration, A. G. A. Brown, A. Vallenari et T. Prusti, « Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 650,‎ , p. C3 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/202039657e, lire en ligne, consulté le )
  4. Douglas Forbes, « The Serpens OB2 Association and Its Thermal Chimney », The Astronomical Journal, vol. 120,‎ , p. 2594–2608 (ISSN 0004-6256, DOI 10.1086/316822, lire en ligne, consulté le )
  5. M. Fleming, « Stars having peculiar spectra », Astronomy and Astro-Physics (formerly The Sidereal Messenger), vol. 11,‎ , p. 418–419 (lire en ligne, consulté le )
  6. W. A. Hiltner, « The Wolf-Rayet Spectroscopic Binary HD 168206. », The Astrophysical Journal, vol. 102,‎ , p. 492 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/144777, lire en ligne, consulté le )
  7. S. Gaposchkin, « HD 168206 = CV Serpentis. », Peremennye Zvezdy, vol. 7,‎ , p. 36–37 (lire en ligne, consulté le )
  8. R. M. Hjellming et W. A. Hiltner, « Light-Curves for Two Wolf-Rayet Binaries: CV SER and HD 211853. », The Astrophysical Journal, vol. 137,‎ , p. 1080 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/147586, lire en ligne, consulté le )
  9. K. Stępień, « CV Ser - A Peculiar Wolf-Rayet Binary », Acta Astronomica, vol. 20,‎ , p. 13 (ISSN 0001-5237, lire en ligne, consulté le )
  10. L. V. Kuhi et F. Schweizer, « CV Serpentis has Stopped ECLIPSING! », The Astrophysical Journal, vol. 160,‎ , p. L185 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/180556, lire en ligne, consulté le )
  11. G. M. Hill, A. F. J. Moffat et N. St-Louis, « Modelling the colliding-wind spectra of the WC8d+O8-9IV binary CV Ser (WR 113) », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 474,‎ , p. 2987–2999 (ISSN 0035-8711, DOI 10.1093/mnras/stx2943, lire en ligne, consulté le )
  12. J. Gonzalez et M. Rosado, « Discovery of a double shell around the binary system CV Ser. », Astronomy and Astrophysics, vol. 134,‎ , L21–L23 (ISSN 0004-6361, lire en ligne, consulté le )
  13. N. A. Lipunova, « The Variability of the Lightcurve of the Wolf-Rayet Eclipsing Binary Cv-Serpentis », Astrophysics and Space Science, vol. 109,‎ , p. 57–62 (ISSN 0004-640X, DOI 10.1007/BF00651013, lire en ligne, consulté le )
  14. I. I. Antokhin, G. M. Hill et A. F. J. Moffat, « Modeling the Spectra of Colliding Winds in the Wolf-Rayet WC8 + 08-9 Binary CV Ser », ., vol. 204,‎ , p. 295 (lire en ligne, consulté le )
  15. K. Sen, X.-T. Xu, N. Langer et I. El Mellah, « X-ray emission from BH+O star binaries expected to descend from the observed galactic WR+O binaries », Astronomy & Astrophysics, vol. 652,‎ , A138 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/202141214, lire en ligne, consulté le )
  16. Michael M Shara, Steve B Howell, Elise Furlan et Crystal L Gnilka, « A speckle-imaging search for close and very faint companions to the nearest and brightest Wolf–Rayet stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 509, no 2,‎ , p. 2897–2907 (ISSN 0035-8711, DOI 10.1093/mnras/stab2666, lire en ligne, consulté le )

Liens externes
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