BT Monocerotis
BT Monocerotis
| Ascension droite | 06h 43m 47,24161s[3] |
|---|---|
| Déclinaison | −02° 01′ 13,8769″[3] |
| Constellation | Licorne |
| Magnitude apparente |
4,5 (max) 15,4 (actuel) |
Localisation dans la constellation : Licorne   | |
| Type spectral | D/G8V |
|---|---|
| Variabilité | Binaire à éclipses[4] |
| Vitesse radiale | 0 km/s |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −2,256 mas/a[3] μδ = −1,043 mas/a[3] |
| Parallaxe | 0,641 2 ± 0,030 7 mas[3] |
| Distance | 1 700 ± 300 pc (∼5 540 al)[4] |
| Masse | 1,04/0,87 M☉[4] |
|---|---|
| Rotation | —/138 km/s[4] |
Désignations
BT Monocerotis (ou Nova Monocerotis 1939) est une nova qui survint en 1939 dans la constellation de la Licorne. Elle atteignit une magnitude minimale (correspondant à une luminosité maximale) de 4,5. Elle fut découverte sur une plaque spectroscopique par Fred L. Whipple le [6]. Sa luminosité décrut après l'éruption de 3 mag. en 36 jours. La courbe de lumière de l'éruption présentant une longue période en plateau[6].
Des plaques photographiques prises pendant 30 ans avant l'éruption montrent que BT Monocerotis resta visible pendant cette période. Avant 1933, BT Monocerotis avait une magnitude moyenne de 15,52 avec une variation de 1,2 magnitudes. Elle conserva la même magnitude jusqu'à l'éruption, avec une variation de 0,9 magnitudes. Par conséquent, elle ne présenta pas d'augmentation de luminosité avant l'éruption[6].
C'est un système binaire en interaction constitué d'une étoile primaire naine blanche et d'une étoile de la séquence principale de type spectral G8V. L'orbite a une période de 0,33381379 jours[6] et une inclinaison de 88,2° par rapport à la ligne de vue depuis la Terre, ce qui en fait une binaire à éclipses[4]. L'éruption en nova a été probablement déclenchée par la masse transférée depuis l'étoile secondaire vers la naine blanche[7]. On ne sait pas si la naine blanche possède un disque d'accrétion formé par cette matière. La matière émise par le système a une vitesse dans la ligne e vue de 450 km.s−1, mais elle pourrait se déplacer jusqu'à 3 200 km.s−1 si le flux est strictement bipolaire[8].
Références
[modifier | modifier le code]- (en) Bradley E. Schaefer et Joseph Patterson, « Orbital periods of novae before eruption », The Astrophysical Journal, vol. 268, , p. 710–717 (DOI 10.1086/160992
, Bibcode 1983ApJ...268..710S)
- (en) « MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes », Space Telescope Science Institute (consulté le )
- (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) D. A. Smith, V. S. Dhillon et T. R. Marsh « The mass of the white dwarf in the old nova BT MON » (Bibcode 1998ASPC..137..477S)
— « (ibid.) », dans S. Howell, E. Kuulkers, C. Woodward (éds.), Wild Stars In The Old West: Proceedings of the 13th North American Workshop on Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP, coll. « Conference Series » (no 137), , p. 477 - (en) V* BT Mon -- Nova sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- Collazzi, Andrew C., « The Behavior of Novae Light Curves Before Eruption », The Astronomical Journal, vol. 138, no 6, , p. 1846–1873 (DOI 10.1088/0004-6256/138/6/1846, Bibcode 2009AJ....138.1846C, arXiv 0909.4289)
- Christian Knigge, « The donor stars of cataclysmic variables », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 373, no 2, , p. 484–502 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.11096.x, Bibcode 2006MNRAS.373..484K, arXiv astro-ph/0609671)
- Kafka, S. et Honeycutt, R. K., « Detecting Outflows from Cataclysmic Variables in the Optical », The Astronomical Journal, vol. 128, no 5, , p. 2420–2429 (DOI 10.1086/424618, Bibcode 2004AJ....128.2420K)
Lien externe
[modifier | modifier le code]- (en) V* BT Mon -- Nova sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
