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HD 105382

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V863 Centauri

HD 105382
V863 Centauri
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de V863 Centauri, issue des données du satellite Hipparcos[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 12h 08m 05,224s[2]
Déclinaison −50° 39′ 40,57″[2]
Constellation Centaure
Magnitude apparente 4,47[3]

Localisation dans la constellation : Centaure

(Voir situation dans la constellation : Centaure)
Caractéristiques
Type spectral B6III[4]
Indice U-B −0,67[3]
Indice B-V −0,15[3]
Indice R-I −0,18[3]
Variabilité variable par rotation[5]
Astrométrie
Vitesse radiale +16,50 ± 1,78 km/s[6]
Mouvement propre μα = −35,16 mas/a[2]
μδ = −6,47 mas/a[2]
Parallaxe 7,44 ± 0,61 mas[2]
Distance 440 ± 40 al
(130 ± 10 pc)
Magnitude absolue −1,2 ± 0,3[4]
Caractéristiques physiques
Masse 5,7 ± 0,4 M[5]
Rayon 3,0 ± 0,6 R[5]
Gravité de surface (log g) 4,18 ± 0,15[5]
Luminosité 1 000+590
−370
 L[4]
Température 17 400 ± 400 K[5]
Rotation 90 km/s[4]

Désignations

V863 Cen, HR 4618, HD 105382, HIP 59173, CD-49 6813, CPD-49 4867, SAO 239687, WDS J12084 -5043B[7]

HD 105382, également désignée V863 Centauri, est une étoile variable de la constellation australe du Centaure. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,47[3]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Hipparcos, l'étoile est située à environ ∼ 440 a.l. (∼ 135 pc) de la Terre[2]. Elle s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale d'environ +17 km/s[6].

HD 105382 est classée comme une géante bleue de type spectral B6III[4]. Elle est 5,7 fois plus massive que le Soleil et son rayon est environ trois fois plus grand que le rayon solaire[5]. Elle est environ 1 000 fois plus lumineuse que le Soleil[4] et sa température de surface est de 17 400 K[5].

C'est une étoile variable dont la magnitude apparente varie avec une amplitude de 0,012 selon une période de 1,295 jours. Elle a précédemment été classée comme une étoile Be, ce qui expliquerait la variabilité comme des pulsations stellaires, mais cette classification a probablement été donnée à la suite d'une observation accidentelle de l'étoile Be proche δ Centauri[8]. Une étude de 2004 a montré que la période de 1,295 jours correspond en fait à la période de rotation de l'étoile, et que la variabilité est due à une distribution inhomogène d'éléments à sa surface. En particulier, HD 105382 est une étoile chimiquement particulière pauvre en hélium, avec une abondance en hélium qui varie entre 0,5 % et 15 % de l'abondance solaire, et une abondance en silicium qui varie entre 0,00044 % et 0,0069 % de la valeur solaire. Les régions plus riches en hélium semblent coïncider avec les régions plus pauvres en silicium, et vice-versa[5]. Ce modèle particulier d'abondance est probablement lié au fort champ magnétique de l'étoile[5], qui a une valeur polaire de 2,3 kG[4].

Les mesures astrométriques du satellite Hipparcos ont permis d'identifier HD 105382 comme une binaire astrométrique probable[9]. Le système est localisé à seulement 267" de δ Centauri. Ces deux systèmes sont à la même distance de la Terre et partagent le même mouvement à travers l'espace, et ils pourraient donc être physiquement liés. Au total, ils pourraient constituer un système stellaire quintuple[10]. HD 105382 est membre du groupe Bas-Centaure-Croix du Sud de l'association Scorpion-Centaure, qui est l'association d'étoiles massives de types O et B la plus proche du Système solaire[11].

Notes et références

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  1. « Hipparcos Tools Interactive Data Access », sur Hipparcos, ESA (consulté le )
  2. a b c d e et f (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
  3. a b c d et e (en) D. Hoffleit et W. H. Warren, « Bright Star Catalogue, 5e éd. », Catalogue de données en ligne VizieR : V/50. Publié à l'origine dans : 1964BS....C......0H, vol. 5050,‎ (Bibcode 1995yCat.5050....0H)
  4. a b c d e f et g (en) V. Petit et al. (MiMeS Collaboration), « A magnetic confinement versus rotation classification of massive-star magnetospheres », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 429, no 1,‎ , p. 398–422 (DOI 10.1093/mnras/sts344, Bibcode 2013MNRAS.429..398P, arXiv 1211.0282, S2CID 14961579)
  5. a b c d e f g h et i (en) M. Briquet et al., « He and Si surface inhomogeneities of four Bp variable stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 413,‎ , p. 273–283 (DOI 10.1051/0004-6361:20031450, Bibcode 2004A&A...413..273B)
  6. a et b (en) N. V. Kharchenko et al., « Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ∼55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations », Astronomische Nachrichten, vol. 328, no 9,‎ , p. 889 (DOI 10.1002/asna.200710776, Bibcode 2007AN....328..889K, arXiv 0705.0878)
  7. (en) HD 105382 -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  8. (en) M. Briquet, C. Aerts et P. de Cat, « Optical variability of the B-type star HD 105382: Pulsation or rotation? », Astronomy & Astrophysics, vol. 366,‎ , p. 121–128 (DOI 10.1051/0004-6361:20000193, Bibcode 2001A&A...366..121B)
  9. (en) V. V. Makarov et G. H. Kaplan, « Statistical Constraints for Astrometric Binaries with Nonlinear Motion », The Astronomical Journal, vol. 129, no 5,‎ , p. 2420–2427 (DOI 10.1086/429590, Bibcode 2005AJ....129.2420M)
  10. (en) P. P. Eggleton et A. A. Tokovinin, « A catalogue of multiplicity among bright stellar systems », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, no 2,‎ , p. 869–879 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, Bibcode 2008MNRAS.389..869E, arXiv 0806.2878)
  11. (en) E. J. de Geus, P. T. de Zeeuw et J. Lub, « Physical parameters of stars in the Scorpio-Centaurus OB association », Astronomy & Astrophysics, vol. 216, nos 1–2,‎ , p. 44–61 (Bibcode 1989A&A...216...44D)

Lien externe

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