V Puppis (en abrégé ) est un système d'étoiles probablement quadruple de la constellation australe de la Poupe. C'est une binaire à éclipses dont la magnitude apparente varie entre 4,35 et 4,92, ce qui fait qu'elle est toujours visible à l'œil nu. D'après la mesure de sa parallaxe, le système est distant d' de la Terre. Il s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale de .

Caractéristiques V Puppis est une binaire à éclipses de type Beta Lyrae ainsi qu'une binaire spectroscopique à raies doubles avec une courte période orbitale de . Au maximum, la magnitude visuelle du système est de 4,35, tandis qu'elle s'abaisse jusqu'à 4,92 lors de l'éclipse primaire et jusqu'à 4,82 lors de l'éclipse secondaire. Les deux étoiles sont séparées par (soit ou ) et sont dans une configuration semi-détachée. Ce sont deux étoiles bleu-blanc de la séquence principale. La composante objet primaire, désignée et celle qui gagne de la masse, est de type spectral B1p. Elle est 14 fois plus massive que le Soleil et fait 5,5 fois le rayon du Soleil. Elle est autour de fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de . La composante secondaire, , qui donne de la masse, est de type spectral . Elle est 7,3 fois plus massive que le Soleil et son rayon est 4,6 fois plus grand que le rayon solaire. Elle est autour de fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de .

Si les propriétés de la primaire son consistantes avec une étoile sur la séquence principale, le compagnon apparaît être trop lumineux comparé à une étoile de même masse sur la séquence principale. On pense que la composante secondaire actuelle était à l'origine la plus massive des deux, mais qu'elle a subi un transfert de matière avec l'étoile qui était alors sa compagne. La plus grande partie de la matière aurait été éjectée dans l'espace plutôt que d'être accrétée sur l'autre étoile.

Recherche de composantes supplémentaires Une analyse à long terme des données photométriques de montre que système présente des variations dans les moments des éclipses, ce qui implique la présence d'au moins un corps massif supplémentaire qui influence l'orbite des composantes éclipsantes. En 2008, un premier calcul détermine que ce troisième corps aurait une période orbitale de et une masse de . Malgré cette masse, ce compagnon ne présente pas de spectre visible et de la matière circumstellaire avec une grande abondance d'éléments lourds est présente dans le système, ce qui a conduit à émettre l'hypothèse qu'il pourrait s'agir d'un trou noir stellaire, qui serait alors l'un des .

Cependant, une étude de 2026 analysant des données photométriques sur une encore plus longue période, démontre que les variations sont expliquées par la présence de deux étoiles en orbite, qui seraient deux autres étoiles de type B sur la séquence principale. Ces deux étoiles auraient des périodes orbitales respectives de () et de () autour de la paire centrale. La plus proche, dite composante tertiaire, a une masse minimale calculée de et un demi-grand axe d'au moins , tandis que la plus lointaine, dite composante quaternaire, a une masse minimale de et un demi-grand axe minimal de . Leurs demi-grands axes suivent un rapport 1:2 et leurs périodes orbitales suivant une résonance d'approximativement, 1:3, ce qui suggère que les quatre étoiles du système se sont formées par fragmentation d'un disque protoplanétaire. La luminosité attendue de ces deux autres compagnons apporte la même contribution que celle d'un unique troisième compagnon trouvé dans une étude antérieure, mais explique en plus l'absence de spectre visible, ce qui évite d'invoquer l'hypothèse de la présence d'un compagnon exotique tel qu'une trou noir.

Compagnons visuels V Puppis A fait partie de l'étoile multiple connue comme , qui comprend les composantes visuelles suivantes : V Puppis A, le système décrit dans les sections précédentes ; B, une étoile de magnitude 11,5 située à une séparation angulaire de 6,2″ de A ; C, une étoile de magnitude 13,2 située à une séparation de 18,9″ ; D, une étoile de magnitude 9,88 située à une séparation de 39″ ; et E, une étoile de magnitude 13 située à une séparation de 10,4″ de D. Au minimum, il apparaît que est un compagnon physiquement associé à . D'après sa parallaxe annuelle donnée dans Gaia DR3, il est situé à de la Terre et il est répertorié comme un membre de l'amas ouvert avec une probabilité de 96 %.

La composante D est quant à elle située à de la Terre et elle est répertoriée comme membre de l'amas avec une probabilité de 96 %. La composante C est à de la Terre et elle partage un mouvement propre commun avec . Enfin, la composante E est une étoile beaucoup plus lointaine qui n'est pas liée aux autres composantes, située à une distance de .

Notes et références

Bibliographie . .

Liens externes

Catégorie:Constellation de la Poupe Catégorie:Système quadruple Catégorie:Binaire spectroscopique Catégorie:Étoile de type spectral BIV Catégorie:Étoile de type spectral BV Catégorie:Étoile Bp Catégorie:Étoile variable de type Beta Lyrae Catégorie:Objet du Cape Photographic Durchmusterung Catégorie:Objet du Córdoba Durchmusterung 065818 038957 3129 Puppis, V5