HR 5455
HR 5455, également connue comme HD 128429 est une étoile binaire[3] située à une distance de 88 années-lumière du Soleil[1] dans la constellation de la Balance. Elle a une teinte jaune-blanc et est à peine visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 6,20[5]. Le système se rapproche du Système solaire à une vitesse radiale de −66 km/s[5] et il a un mouvement propre élevé, traversant la sphère céleste à la vitesse de 0,945″ par an[9]. Il s'agit d'un système d'étoiles à vitesse élevée bien connu[10] avec une vitesse héliocentrique nette de 158,8 km/s. Le système orbite à travers la Galaxie selon une excentricité de 0,62, ce qui fait que sa distance par rapport au centre galactique varie de 4,1 à 17,5 kpc[5].
Informations essentielles
HD 128429
| Ascension droite | 14h 36m 59,795 92s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | −12° 18′ 19,068 7″[1] |
| Constellation | Balance |
| Magnitude apparente | 6,197 ± 0,005[2] |
Localisation dans la constellation : Balance   | |
| Stade évolutif | Traînarde bleue[3] |
|---|---|
| Type spectral | F6V[4] |
| Indice B-V | +0,464 ± 0,011[5] |
| Vitesse radiale | −66,1 ± 0,5 km/s[5] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −895,791 mas/a[1] μδ = +353,027 mas/a[1] |
| Parallaxe | 37,180 0 ± 0,401 0 mas[1] |
| Distance |
87,7 ± 0,9 al (26,9 ± 0,3 pc) |
| Magnitude absolue | 3,66[5] |
| Masse |
1,32 M☉[2] / 0,49 ± 0,09[3] ou 0,130+0,036 −0,015 M☉[6] |
|---|---|
| Rayon | 1,39 ± 0,06 R☉[2] |
| Gravité de surface (log g) | 4,28 ± 0,10[2] |
| Luminosité | 2,75 L☉[7] |
| Température | 6 341 ± 70 K[2] |
| Métallicité | −0,10 ± 0,06[2] |
| Rotation | 16,2 ± 0,5 km/s[2] |
| Âge | 1,7 ± 0,6[3] ou 3,10 Ga[7] |
| Compagnon | Ab[3] |
|---|---|
| Demi-grand axe (a) | 1,589 ua[6] |
| Excentricité (e) | ≤ 0,15[3] |
| Période (P) | 1 086 ± 77 j[3] |
Désignations
Système binaire
modifierHR 5455 s'est avérée être un système binaire basé sur les variations des données de vitesse radiale collectées par Hipparcos[11]. La paire a une période orbitale de 2,97 ± 0,21 années avec des données photométriques donnant une séparation angulaire de 21,28 ± 2,88 mas[3]. Les observations de Gaia DR2 donnent un demi-grand axe linéaire estimé à 1,589 ua[6]. L'excentricité de l'orbite est inconnue, mais on suppose qu'elle est proche de zéro[3].
Le membre visible de ce système, désigné HR 5455 Aa, a un type spectral de F6V[4]. Superficiellement, elle ressemble à une étoile jaune-blanc de la séquence principale[7] vieille de 2 à 3 milliards d'années qui génère de l'énergie grâce à la fusion de l'hélium dans son noyau. Cependant, l'étoile présente des anomalies difficiles à expliquer par le processus normal de formation des étoiles. Le premier est l'orbite à grande vitesse de l'étoile à travers la Voie lactée, ce qui serait très difficile à réaliser pour une jeune étoile de population I. La seconde est un rapport d'abondance fer/magnésium [Fe/Mg] anormalement faible. Cela suggère fortement qu'il s'agit d'une ancienne étoile de population II qui s'est formée au début de la phase de sursaut de formation d'étoiles de la Galaxie il y a environ 12 milliards d'années — une période au cours de laquelle de grandes quantités de magnésium ont été libérées lors d'explosions de supernovas issues d'étoiles massives —. Les deux anomalies peuvent s'expliquer par un transfert de masse qui a transformé une étoile beaucoup plus ancienne en une traînarde bleue[3].
Les données suggèrent que le compagnon, Ab, est une naine blanche qui a évolué à partir d'une naine jaune, avec une masse similaire à celle de l'étoile primaire actuelle. Lorsque la composante Ab est devenue une géante rouge, elle a débordé de son lobe de Roche et un transfert de masse a eu lieu. La naine blanche a désormais moins de la moitié de la masse du Soleil, ayant transféré une fraction substantielle de sa masse à la primairee actuelle. L'interaction aurait ainsi circularisé l'orbite de la paire[3].
Caractéristiques
modifierL'étoile primaire actuelle fait 1,32 fois la masse du Soleil[3] et 1,39 fois le rayon solaire[3]. Elle a une faible métallicité et elle est totalement dépourvue de lithium[3]. L'étoile tourne sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 16,2 km/s[2]. Elle rayonne 2,75 fois la luminosité du Soleil[7] et sa température effective est de 6 341 K[2]. Le système est une source d'émission de rayons X[12].
Références
modifier- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « HR 5455 » (voir la liste des auteurs).
- 1 2 3 4 5 6 (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616, , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 (en) Klaus Fuhrmann et Rolf Chini, « On ancient solar-type stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 482, , p. 471–489 (ISSN 0035-8711, DOI 10.1093/mnras/sty2660, Bibcode 2019MNRAS.482..471F)
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 (en) Klaus Fuhrmann et Rolf Chini, « On the ancient field blue straggler HR 5455 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 471, , p. 1888–1891 (ISSN 0035-8711, DOI 10.1093/mnras/stx1784, Bibcode 2017MNRAS.471.1888F)
- 1 2 (en) R. O. Gray, C. J. Corbally, R. F. Garrison et M. T. McFadden, « Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample », The Astronomical Journal, vol. 132, , p. 161–170 (ISSN 0004-6256, DOI 10.1086/504637, Bibcode 2006AJ....132..161G)
- 1 2 3 4 5 6 (en) E. Anderson et Ch. Francis, « XHIP: An extended hipparcos compilation », Astronomy Letters, vol. 38, , p. 331–346 (ISSN 1063-7737, DOI 10.1134/S1063773712050015, Bibcode 2012AstL...38..331A)
- 1 2 3 (en) Pierre Kervella, Frédéric Arenou, François Mignard et Frédéric Thévenin, « Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly », Astronomy and Astrophysics, vol. 623, , A72 (ISSN 0004-6361, DOI 10.1051/0004-6361/201834371, Bibcode 2019A&A...623A..72K)
- 1 2 3 4 (en) R. Earle Luck, « Abundances in the Local Region II: F, G, and K Dwarfs and Subgiants », The Astronomical Journal, vol. 153, , p. 21 (ISSN 0004-6256, DOI 10.3847/1538-3881/153/1/21, Bibcode 2017AJ....153...21L)
- ↑ (en) HD 128429 -- High Proper Motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- ↑ (en) Willem J. Luyten, LHS catalogue. A catalogue of stars with proper motions exceeding 0"5 annually, (Bibcode 1979lccs.book.....L)
- ↑ (en) A. Heck, « Absolute luminosity calibration of F stars. », Astronomy and Astrophysics, vol. 66, , p. 335–342 (ISSN 0004-6361, Bibcode 1978A&A....66..335H)
- ↑ (en) A. Bartkevicius et A. Gudas, « Kinematics of Hipparcos Visual Binaries. I. Stars with Orbital Solutions », Baltic Astronomy, vol. 10, , p. 481–587 (ISSN 1021-6766, DOI 10.1515/astro-2001-0402, Bibcode 2001BaltA..10..481B)
- ↑ (en) Christian Bernt Haakonsen et Robert E. Rutledge, « XID II: Statistical Cross-Association of ROSAT Bright Source Catalog X-ray Sources with 2MASS Point Source Catalog Near-Infrared Sources », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 184, , p. 138–151 (ISSN 0067-0049, DOI 10.1088/0067-0049/184/1/138, Bibcode 2009ApJS..184..138H)
Liens externes
modifier- Ressource relative à l'astronomie :
