S Coronae Borealis

S Coronae Borealis (S CrB) est une étoile variable de type Mira de la constellation de la Couronne boréale. Sa magnitude apparente varies entre 5,8 et 14,1 sur une période de 360 jours—juste en dessous d'un an. Au sein de la constellation, elle se situe à l'ouest de Theta Coronae Borealis et à environ 1 degré au sud-est de l'étoile binaire à éclipses U Coronae Borealis[10].

S Coronae Borealis
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 15h 21m 23,9560s[1]
Déclinaison 31° 22′ 02,573″[1]
Constellation Couronne boréale
Magnitude apparente 5,80 – 14,1[2]

Localisation dans la constellation : Couronne boréale

Caractéristiques
Type spectral M7e[3]
Indice U-B 0,36[1]
Indice B-V 1,71[1]
Variabilité Mira[2]
Astrométrie
Vitesse radiale −5,12 km/s[4]
Mouvement propre μα = −7,73 mas/a[1]
μδ = −13,03 mas/a[1]
Parallaxe 2,39 ± 0,17 mas[5]
Distance 418+21
−18 pc (∼1 360 a.l.)[5]
Magnitude absolue −0,8 ± 0,3[6]
Caractéristiques physiques
Masse 1,34 M☉[7]
Rayon 308[7] (537−664)[8] R☉
Luminosité 5 623+863
−748 L☉[7]
Température 2 864[7] (2 350−2 600)[8] K

Autres désignations

S CrB, HD 136753, BD+31 2725, HIP 75143, GC 20662, SAO 64652, GSC 02563-01338, DO 15223, AAVSO 1517+31[9]

Courbe de lumière de S Coronae Borealis sur six ans.

Variabilité

La variabilité de S Coronae Borealis a été découverte par l'astronome amateur allemand Karl Ludwig Hencke en 1860[11]. Elle fut classée comme étoile variable à longue période lorsque d'autres objets similaires furent découverts[12], et ensuite comme variable de type Mira[2]. La plage de variation maximale est entre les magnitudes 5,8 et 14,1 bien que luminosité des maxima et minima individuels puissent varier. La période de 360 jours est très répétable[13].

Propriétés

S Coronae Borealis est une géante rouge froide sur la branche asymptotique des géantes (AGB). Elle pulse, ce qui fait varier son rayon et sa température. Un calcul a trouvé une variation de température entre 2350 K et 2600 K[8], alors qu'un calcul plus moderne donne une température de 2864 K[7]. De même, un calcul du rayon variable donne 537 à 664 R☉[8] alors qu'un calcul moderne du rayon donne 308 R☉[7]. La magnitude bolométrique varie beaucoup moins que la magnitude apparente visuelle et sa luminosité est estimée à 5623 L☉[7]. Sa parallaxe a été mesurée par interférométrie à très longue base (VLBI), donnant une valeur de 2,39 ± 0,17 millisecondes d'arc, ce qui conduit à une distance de 1300 ± 100 années-lumière[5].

Les masses des étoiles AGB sont mal connues et ne peuvent être calculées à partir de leurs propriétés physiques, mais elles peuvent être estimées à l'aide de l'astérosismologie. Les pulsations de S Coronae Borealis conduisent à une masse estimée à 1,34 fois celle du Soleil[7].

Références
  1. (en) F. Van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
  2. (en) VSX, « S Coronae Borealis », sur AAVSO, American Association of Variable Star Observers, (consulté le )
  3. (en) John H. Bieging, Gary D. Schmidt, Paul S. Smith et Benjamin D. Oppenheimer, « Optical Spectropolarimetry of Asymptotic Giant Branch and Post–Asymptotic Giant Branch Stars », The Astrophysical Journal, vol. 639, no 2,‎ , p. 1053 (DOI 10.1086/499772, Bibcode 2006ApJ...639.1053B)
  4. (en) B. Famaey, A. Jorissen, X. Luri, M. maior, S. Udry, H. Dejonghe et C. Turon, « Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data. Revisiting the concept of superclusters », Astronomy & Astrophysics, vol. 430,‎ , p. 165 (DOI 10.1051/0004-6361:20041272, Bibcode 2005A&A...430..165F, arXiv astro-ph/0409579)
  5. (en) W. H. T. Vlemmings et H. J. Van Langevelde, « Improved VLBI astrometry of OH maser stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 472, no 2,‎ , p. 547 (DOI 10.1051/0004-6361:20077897, Bibcode 2007A&A...472..547V, arXiv 0707.0918)
  6. (en) H. Feijth, « The variable S Coronae Borealis », Zenit, vol. 4,‎ , p. 451 (Bibcode 1977Zenit...4..451F)
  7. (en) Mine Takeuti, Akiharu Nakagawa, Tomoharu Kurayama et Mareki Honma, « A Method to Estimate the Masses of Asymptotic Giant Branch Variable Stars », Publications of the Astronomical Society of Japan, vol. 65, no 3,‎ , p. 60 (DOI 10.1093/pasj/65.3.60, Bibcode 2013PASJ...65...60T)
  8. (en) G. Wallerstein, « Are long-period variables really pulsating », Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, vol. 71,‎ , p. 298 (Bibcode 1977JRASC..71..298W)
  9. (en) V* S CrB -- Variable Star of Mira Cet type sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  10. (en) Tammy Plotner et Ken Vogt, The Night Sky Companion : A Yearly Guide to Sky-Watching 2009, Springer Science & Business Media, coll. « The Patrick Moore Practical Astronomy Series », , 418 p. (ISBN 978-0-387-79509-6 et 0-387-79509-X, lire en ligne), p. 194
  11. (en) Jürgen Hamel, The Biographical Encyclopedia of Astronomers, , 481 p. (ISBN 978-0-387-31022-0, DOI 10.1007/978-0-387-30400-7_596), « Hencke, Karl Ludwig »
  12. (en) Leon Campbell, « Maxima and minima of two hundred and seventy-two long period variable stars during the years 1900 – 1920 », Annals of Harvard College Observatory, vol. 79,‎ , p. 87 (Bibcode 1926AnHar..79...87C)
  13. (en) W. D. Cotton, B. Mennesson, P. J. Diamond, G. Perrin, V Coudé Du Foresto, G. Chagnon, H. J. Van Langevelde, S. Ridgway, R. Waters, W. Vlemmings, S. Morel, W. Traub, N. Carleton et M. Lacasse, « VLBA observations of SiO masers towards Mira variable stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 414,‎ , p. 275 (DOI 10.1051/0004-6361:20031597, Bibcode 2004A&A...414..275C)

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