Wikipédia

21 Arietis

étoile binaire de la constellation du Bélier

21 Arietis est une étoile binaire[3] de la constellation du Bélier. 21 Arietis est sa désignation de Flamsteed. Sa magnitude apparente (combinée) est de 5,57[2] ; le membre le plus brillant est de magnitude 6,40 tandis que l'étoile la plus faible est de magnitude 6,48[3]. La distance du système, basée sur un décalage annuel de la parallaxe de 19,58 mas[1], est de ∼ 167 a.l. (∼ 51,2 pc). Les deux étoiles orbitent l'une autour de l'autre avec une période de révolution de 23,70 années et une excentricité orbitale de 0,68[3].

21 Arietis
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 02h 15m 42,77662s[1]
Déclinaison +25° 02′ 34,9627″[1]
Constellation Bélier
Magnitude apparente 5,57[2] (6,40 / 6,48)[3]

Localisation dans la constellation : Bélier

(Voir situation dans la constellation : Bélier)
Caractéristiques
Type spectral F6V[4]
Indice U-B +0,00[5]
Indice B-V +0,50[5]
Astrométrie
Vitesse radiale −44,3 km/s
Mouvement propre μα = −89,72 mas/a[1]
μδ = −86,42 mas/a[1]
Parallaxe 19,58 ± 0,61 mas[1]
Distance 167 ± 5 al
(51 ± 2 pc)
Magnitude absolue 2,03[2]
Caractéristiques physiques
Masse 1,338 ± 0,032 M☉[6] / 1,374 ± 0,027 M☉[6]
Gravité de surface (log g) 4,12[7]
Température 6 299 K[7]
Métallicité +0,02[7]
Rotation 12,6 km/s[8]
Âge 2,2 Ga[2]
Orbite
Demi-grand axe (a) 0,235 3 ± 0,001 1 "[9]
Excentricité (e) 0,681 6 ± 0,003 7[9]
Période (P) 23,70 ± 0,12 a[9]
Inclinaison (i) 104,52 ± 0,16°[9]
Argument du périastre (ω) 84,16 ± 0,16°[9]
Longitude du nœud ascendant (Ω) 236,44 ± 0,22°[9]
Époque du périastre (τ) 1 986,192 ± 0,012 JJ[9]

Désignations

21 Ari, BD+24°329, FK5 1059, HD 13872, HIP 10535, HR 657, SAO 75238, WDS J02157 +2503[5]

modifier

En 1981, on a d'abord pensé que le système était une étoile triple, car l'orbite prédisait une masse supérieure à celle attendue d'après son type spectral F6V[10]. Cette hypothèse a ensuite été rejetée car la distance au système a été surestimée. Cependant, en observant le spectre du système, on a découverte une planète géante qui pourrait être à l'origine des variations de vitesse radiale. La planète présumée aurait une masse de 1.40 ± 0.36 MJ, une période de révolution de 925 jours autour du composant primaire (le plus brillant)[6].

Notes et références

modifier
  1. ↑ 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, S2CID 18759600)
  2. ↑ a b c et d (en) J. Holmberg, B. Nordström et J. Andersen, « The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics », Astronomy & Astrophysics, vol. 501, no 3,‎ , p. 941-947 (DOI 10.1051/0004-6361/200811191, Bibcode 2009A&A...501.941H, arXiv 0811.3982, S2CID 118577511)
  3. ↑ a b c et d (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, S2CID 14878976)
  4. ↑ (en) E. A. Harlan, « MK classifications for F- and G-type stars. I », The Astronomical Journal, vol. 74,‎ , p. 916-919 (DOI 10.1086/110881, Bibcode 1969AJ.....74..916H)
  5. ↑ a b et c (en) * 21 Ari sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  6. ↑ a b et c (en) Matthew W. Muterspaugh, Benjamin F. Lane, S. R. Kulkarni, Maciej Konacki, Bernard F. Burke, M. M. Colavita, M. Shao, William I. Hartkopf, Alan P. Boss et M. Williamson, « The Phases Differential Astrometry Data Archive. V. Candidate Substellar Companions to Binary Systems », The Astronomical Journal, vol. 140, no 6,‎ , p. 1657 (DOI 10.1088/0004-6256/140/6/1657, Bibcode 2010AJ....140.1657M, arXiv 1010.4048, S2CID 59585356)
  7. ↑ a b et c (en) Suchitra Balachandran, « Lithium depletion and rotation in main-sequence stars », The Astronomical Journal, vol. 354,‎ , p. 310-332 (DOI 10.1086/168691, Bibcode 1990ApJ...354..310B)
  8. ↑ (en) C. Schröder, Ansgar Reiners et Jürgen H. M. M. Schmitt, « Ca II HK emission in rapidly rotating stars. Evidence for an onset of the solar-type dynamo », Astronomy & Astrophysics, vol. 493, no 3,‎ , p. 1099-1107 (DOI 10.1051/0004-6361:200810377, Bibcode 2009A&A...493.1099S, lire en ligne [PDF], consulté le )
  9. ↑ a b c d e f et g (en) William I. Hartkopf, Brian D. Mason et Harold A. McAlister, « Binary Star Orbits From Speckle Interferometry. VIII. Orbits of 37 Close Visual System », The Astronomical Journal, vol. 111,‎ , p. 370 (DOI 10.1086/117790, Bibcode 1996AJ....111..370H)
  10. ↑ (en) P. Couteau et P. J. Morel, « Is 21 Ari = Cou 79 a multiple system? », Astronomy & Astrophysics, vol. 105,‎ , p. 323 (Bibcode 1982A&A...105..323C)

Liens externes

modifier

  • Ressource relative à l'astronomieVoir et modifier les données sur Wikidata :
Ce document provient de « https://fr.wikipedia.org/w/index.php?title=21_Arietis&oldid=219588191 ».