Etoiles particulières

Alpy600 ; Atik314L+ : RMS oscillant entre (0.7 et 0.8).

P Cygni :

L'étoile P Cygni (étoile P dans la constellation du Cygne) est une étoile Wolf-Rayet. Elle fut découverte par Charles Wolf et Georges Rayet en 1867.

Ses caractéristiques principales sont des raies larges en émission dans son spectre. Ces raies sont formées dans le vent stellaire de l'étoile.

L'étoile P Cygni donne son nom aussi aux profils P Cygni. Ces profils de raies sont tout à fait caractéristiques d'un vent stellaire opaque en expansion. Le profil est composé d'une partie en émission centrée sur la vitesse systémique de l'étoile et d'une partie en absorption décalée (par effet Doppler) vers le bleu. Cette partie en absorption est due à la région du vent entre l'observateur et l'étoile. On a donc une raie en émission dont le côté bleu passe sous le continuum.

plus de renseignemnts : http://www.astronomie-amateur.fr/Projets%20Spectro3%20WR.html

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Del Sco :

Delta Scorpii (δ Sco / δ Scorpii) est une étoile dans la constellation du Scorpion. Elle est aussi appelée par ses noms traditionnels Dschubba (ou Dzuba), Iclarcrau ou Iclarkrav.

Du fait que Dschubba se situe près de l'écliptique, elle est de temps à autres occultée par la Lune ou, beaucoup plus rarement, par des planètes.

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Ch Cygni :

Une étoile symbiotique, ou plutôt un système d'étoiles symbiotiques, est un système d'étoile binaire composé d'étoiles dont la luminosité varie. Leur cycle de vie les fait passer par une phase semblable à une nova très lente (9 à 11 de magnitude[évasif]) durant quelques dizaines d'années avant de revenir à leur luminosité initiale.

Ce type de système est composé d'une géante rouge de type Mira et d'une naine blanche. C'est la proximité et la masse de ces étoiles qui les classent comme étant symbiotiques.

Exemples d'étoiles symbiotiques : V1016 Cygni, HM Sagittae et RR Telescopii.

Plus d'informations : http://www.astronomie-amateur.fr/feuilles/Spectroscopie/SyS/CHCyg.html

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Vv Cep :

VV Cephei est une étoile binaire à éclipses située dans la constellation de Céphée à environ 3 000 années-lumière de la Terre. Elle contient une hypergéante rouge, VV Cephei A, qui est l'une des étoiles les plus grandes actuellement connues.  

VV Cephei A

VV Cephei A, l'hypergéante rouge, est de type spectral M2 et son diamètre est environ 1 900 fois plus important que celui du Soleil[réf. nécessaire], ce qui fait environ 2 650 000 000 km de diamètre ; si elle était située à la place du Soleil dans le système solaire, elle s'étendrait jusqu'à l'orbite de Saturne. Sa luminosité est comprise entre 275 000 et 575 000 luminosité solaire. Sa masse est inconnue : estimée à partir de ses caractéristiques orbitales, elle serait de 100 masses solaires ; à partir de sa luminosité, entre 25 et 40 masses solaires.

Lorsque VV Cephei A est au plus proche de son compagnon, elle remplit totalement son lobe de Roche et perd de la matière au profit de VV Cephei B.

VV Cephei B

VV Cephei B est une étoile bleue de la séquence principale, de type spectral B0. Elle est environ 10 fois plus grande que le Soleil et 100 000 fois plus lumineuse.

Système stellaire

Les deux étoiles sont séparées en moyenne par 25 UA (un peu moins que la distance entre le Soleil et Neptune). La période du système est de 7 430 jours (20,3 ans). Vu de la Terre, le système forme une étoile binaire à éclipses, laquelle dure 1 300 jours (3,5 ans) ; le milieu de la dernière éclipse s'est produit en janvier 1998.

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Pi Arq :

Pi Aquarii (π Aqr, π Aquarii) is the Bayer designation for a binary star in the equatorial constellation of Aquarius. It shares the traditional name Seat with Delta Aquarii, where it has long been misspelled Skat. It may be from the Arabic word ši'at "a wish". This system has an apparent visual magnitude of a mean apparent magnitude of +4.57. Based upon parallax measurements, it is located at a distance of roughly 780 light-years (240 parsecs) from Earth.

This is a binary star system with an orbital period of 84.1 days. The primary component is a B-type main sequence star with a stellar classification of B1 Ve. This is a large star with nearly eleven times the mass and over six times the radius of the Sun. Pi Aquarii shines about 7,300 times as brightly as the Sun. This energy is being radiated from its outer atmosphere at an effective temperature of 27,094, giving it the blue-hued glow of a B-type star. It is spinning rapidly with a projected rotational velocity of 215 km/s.

Pi Aquarii is notable for having undergone a transition from a Be star (showing hydrogen emission lines) into an ordinary B-type star. It is classified as a Gamma Cassiopeiae type variable star and its brightness varies from magnitude +4.45 to +4.71; a range of 0.28. The dominant variability period, 83.8 ± 0.8 days, is nearly the same as the orbital period. Pi Aquarii has a reasonable chance of becoming a supernova some day.