Sigma Lupi

σ Lupi

Courbe de lumière de Sigma Lupi, tracée à partir des données du satellite TESS[1].

Données d'observation
(époque J2000.0)

Ascension droite	14^h 32^m 37,057^s[2]
Déclinaison	−50° 27′ 25,77″[2]
Constellation	Loup
Magnitude apparente	4,42 à 4,44[3]
Localisation dans la constellation : Loup

Caractéristiques

Type spectral	B1/B2 V[4]
Indice U-B	−0,84[5]
Indice B-V	−0,19[5]
Variabilité	par rotation[4],[6] SX Ari[3]

Astrométrie

Vitesse radiale	−1,5 ± 2,7 km/s[7]
Mouvement propre	μα = −29,26 mas/a[2] μδ = −15,72 mas/a[2]
Parallaxe	5,67 ± 0,19 mas[2]
Distance	580 ± 20 al (176 ± 6 pc)
Magnitude absolue	−1,79[8]

Caractéristiques physiques

Masse	9,0 ± 0,5 M☉[4]
Rayon	4,8 ± 0,5 R☉[4]
Gravité de surface (log g)	4,02 ± 0,10[4]
Luminosité	5 754 L☉[4]
Température	23 000 ± 550 K[4]
Rotation	68 ± 6 km/s[4] (3,019 38 ± 0,000 22 jours[4])
Âge	13,4 Ma[4]

Désignations

σ Lup, HD 127381, HIP 71121, HR 5425, CD-49 8831, CPD-49 7073, SAO 241781[9]

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Sigma Lupi (en abrégé σ Lup) est une étoile variable de la constellation australe du Loup. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente d'environ 4,4[4]. L'étoile présente une parallaxe annuelle de 5,67 mas mesurée par le satellite Hipparcos[2], ce qui indique qu'elle est distante d'environ ∼ 580 a.l. (∼ 178 pc) de la Terre. Elle est membre du sous-groupe Haut-Centaure Loup de l'association Scorpion-Centaure, qui est l'association d'étoiles massives de types O et B la plus proche du Système solaire[10].

Sigma Lupi est une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B1/B2 V. Il s'agit d'une étoile riche en hélium qui montre également une surabondance en azote mais une sous-abondance en carbone par rapport au Soleil[4]. D. vander Linden et Christiaan L. Sterken ont découvert que l'étoile est variable à partir de données obtenues en 1984 et publiées en 1987[11]. Sa magnitude apparente varie entre 4,42 et 4,44 selon une période de 3,02 jours[3]. Jerzykiewicz et Sterken (1992) ont suggéré que l'étoile pourrait être une binaire proche et que le système serait ainsi une variable ellipsoïdale, mais les auteurs n'étaient pas en mesure d'exclure d'autres causes telles que la modulation rotationnelle[12]. Des études de 2012 et de 2023 montrent que la variabilité est liée à la rotation de l'étoile[4],[6].

En plus de cette variation dominante, il en existe une autre de plus haute fréquence, à un rythme de 10,934 82 cycles par jour et d'une amplitude de seulement 0,0031 en magnitude visuelle[13]. Son origine n'est pas encore expliquée[4]. L'AAVSO répertorie l'étoile comme une variable de type SX Arietis[3].

Sigma Lupi est une jeune étoile neuf fois plus massive que le Soleil et âgée de 13,4 millions d'années. Elle tourne sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 68 km/s et sa période de rotation est de 3,02 jours. Un champ magnétique stellaire a été détecté, avec un champ polaire d'une force d'environ 500 G, et qui varie longitudinalement avec une amplitude d'environ 100 G. Le rayon de l'étoile est 4,8 fois plus grand que le rayon solaire, elle est environ 5 750 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 23 000 K[4].

Notes et références

• (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Sigma Lupi » (voir la liste des auteurs).

1. (en) « MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes », Space Telescope Science Institute (consulté le 26 septembre 2022)
2. (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, n^o 2,‎ novembre 2007, p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
3. (en) « VSX : Detail for sig Lup », sur The International Variable Star Index, AAVSO (consulté le 19 janvier 2025)
4. (en) H. F. Henrichs et al., « Discovery of a magnetic field in the early B-type star σ Lupi », Astronomy & Astrophysics, vol. 545,‎ septembre 2012, p. 10, article n^o A119 (DOI 10.1051/0004-6361/201219632, Bibcode 2012A&A...545A.119H, arXiv 1208.4627)
5. (en) H. L. Johnson et al., « UBVRIJKL photometry of the bright stars », Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 4, n^o 99,‎ 1966 (Bibcode 1966CoLPL...4...99J)
6. (en) Dong-Xiang Shen et al., « Variability of Magnetic Hot Stars from the TESS Observations », The Astrophysical Journal, vol. 955, n^o 2,‎ octobre 2023, article n^o 123 (DOI 10.3847/1538-4357/acf197, Bibcode 2023ApJ...955..123S, arXiv 2308.15687)
7. (en) J. H. J. de Bruijne et A.-C. Eilers, « Radial velocities for the HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project », Astronomy & Astrophysics, vol. 546,‎ octobre 2012, p. 14, article n^o A61 (DOI 10.1051/0004-6361/201219219, Bibcode 2012A&A...546A..61D, arXiv 1208.3048)
8. (en) E. Anderson et Ch. Francis, « XHIP: An extended Hipparcos compilation », Astronomy Letters, vol. 38, n^o 5,‎ mai 2012, p. 331 (DOI 10.1134/S1063773712050015, Bibcode 2012AstL...38..331A, arXiv 1108.4971)
9. (en) * sig Lup -- Ellipsoidal Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
10. (en) Ronnie Hoogerwerf, « OB association members in the ACT and TRC catalogues », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 313, n^o 1,‎ mars 2000, p. 43–65 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2000.03192.x , Bibcode 2000MNRAS.313...43H)
11. (en) D. vander Linden et C. Sterken, « UVBY photometry of southern B- and A stars », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 69,‎ mai 1987, p. 157–169 (Bibcode 1987A&AS...69..157V)
12. (en) M. Jerzykiewicz et C. Sterken, « Three periodic variables of early B spectral type », Astronomy & Astrophysics, vol. 261, n^o 2,‎ août 1992, p. 477–481 (Bibcode 1992A&A...261..477J)
13. (en) Chris Koen et Laurent Eyer, « New periodic variables from the Hipparcos epoch photometry », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 331, n^o 1,‎ 2002, p. 45–59 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2002.05150.x, Bibcode 2002MNRAS.331...45K, arXiv astro-ph/0112194)

Liens externes

• (en) Sigma Lupi sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.