Utilisateur:Pelligton/Brouillon Étoile
| Ascension droite | 05h 19m 17,4371850792s |
|---|---|
| Déclinaison | −18° 31′ 11,705799792″ |
| Constellation | Lièvre |
| Magnitude apparente | 6,31 à 6,36 |
Localisation dans la constellation : Lièvre   | |
| Type spectral | B5Vs |
|---|---|
| Variabilité | Pulsante |
| Vitesse radiale | 10,10 ± 4,34 km/s |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = 0,723 ± 0,045 mas/a μδ = 10,364 ± 0,042 mas/a |
| Parallaxe | 0,020 1 ± 0,015 4 mas |
| Masse | 4,13 M☉ |
|---|---|
| Rayon | 3,34 R☉ |
| Luminosité | 480 L☉ |
| Température | 15 000 K |
Désignations
YZ Leporis est une étoile bleue-blanche de la séquence principale, découverte en 1886 par Eduard Schönfeld dans le cadre de la réalisation du catalogue astronomique Bonner Durchmusterung[1]. Une mesure annuelle de sa parallaxe par le satellite Gaïa a permis d'estimer sa distance à environ 235 pc (∼766 al) et sa vitesse radiale à 10,1 ± 4,3 km/s[2].
L'étoile est également une étoile variable à pulsation dont la magnitude apparente varie de 6,30 à 6,36 dans une période de 1,27 jour et malgré les variations, l'étoile reste visible à l'œil nu dans un bon ciel nocturne[3].
En 1963, l'étoile a été identifiée par Arne Slettebak comme une étoile binaire avec TX Leporis[4], mais les deux étoiles sont en réalité espacées de plus de ∼ 100 a.l. (∼ 30,7 pc) et YZ Leporis est la plus éloignée de la Terre[2].
Observation
La binaire, qu'elle soit visuelle ou physique[5], peut être une cible facile d'observation pour les astronomes amateurs. Avec une magnitude apparente de 6,31 à 6,36, sous un bon ciel, elles peuvent être difficilement observées avec une paire de jumelles et elles seront visibles comme deux étoiles peux lumineuses. Les deux étoiles peuvent êtres vues séparément avec une paire jumelles, mais la séparation risque d'être difficile à voir. Les deux étoiles étant séparées par une distance angulaire de 1 minute d'arc, une observation avec un bon télescope permettra aisément de séparé les deux étoiles et de les voir même dans de mauvaises conditions, comme un ciel urbain.
En astrophotographie, elles peuvent être un cible de choix avec un télescope puisque facilement observable. Avec un télescope Schmidt-Cassegrain tel que le Celestron C8, un télescope souvent utiliser en observation, autant qu'à l'oeil nu qu'en astrophotographie, peut permettre de faire une photographie des deux étoiles séparées si un bon oculaire est utilisé.
Propriétés stellaires
L'étoile est doté d'une classification stellaire de B5V qui signifie que l'étoile est une étoile bleue-blanche de la séquence principale et que son évolution stellaire se situe encore dans la séquence principale. Son type spectral de B5Vs signifie que la photosphère de l'étoile est majoritairement composée d'hydrogène et d'hélium et la notation "s" signifie que les raies d'émissions de l'étoile sont très étroites. YZ Leporis est une étoile qui montre une forte déficience en métaux, notamment le fer, si bien qu'elle pourrait être une étoile de population I et elle présente une forte raie d'émission d'hélium ionisé, ce qui fait qu'elle pourrait relativement jeune[6]. Sa température effective à été estimée à 15 988 K[7] et des mesures de sa vitesse de rotation stellaire montre qu'elle s'accroît avec le temps puisque elle était de 13 km/s en 1970 et une mesure de 2002 la place à 30 km/s[8],[9]. L'étoile a un rayon de 3,34 R☉[2], une masse de 4,13 M☉, une magnitude absolue de -1,12, un âge de 157 millions d'années, une luminosité de 840 L☉ et une métallicité de [Fe/H] = 0[10].
Une analyse de sa composition a permis de révéler que l'étoile émet des raies de carbone, de soufre, de calcium, de silicate, de magnésium de fer, ce qui permet de confirmer leurs présences dans la photosphère de YZ Leporis. Avec TX Leporis, elle forme une binaire qui pourrait être autant physique que optique. Des mesures de leurs distances respectives par Gaïa optent pour une binaire optique mais plusieurs études antérieures optent pour une binaire physique. Plusieurs études antérieures montre qu'il s'agit d'une binaire composée de deux étoiles bleues-blanches de la séquence principale, dont les masses sont de 5 M☉ pour chacune, et qui orbite à une distance de 14 200 UA (39 secondes d'arc) avec une période orbitale de 550 000 jours[5].
Références
- E. Schönfeld, « Bonner Durchmusterung des sudlichen Himmels. », Eds Marcus and Weber's Verlag, , p. 0 (lire en ligne, consulté le )
- Gaia Collaboration, « VizieR Online Data Catalog: Gaia EDR3 (Gaia Collaboration, 2020) », VizieR Online Data Catalog, , I/350 (lire en ligne, consulté le )
- « VSX : Search Results », sur www.aavso.org (consulté le )
- Arne Slettebak, « The Spectra and Axial Rotational Velocities of the Components of 116 Visual Double-Star Systems. », The Astrophysical Journal, vol. 138, , p. 118 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/147622, lire en ligne, consulté le )
- Wallace L. W. Sargent, « The Spectra and Compositions of the Components of ADS 3910 », The Astrophysical Journal, vol. 144, , p. 1128 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/148706, lire en ligne, consulté le )
- Wallace L. W. Sargent, « A Possible Relationship Between the Peculiar a Stars and the λ BOÖTIS Stars », The Astrophysical Journal, vol. 142, , p. 787–790 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/148341, lire en ligne, consulté le )
- E. Paunzen, A. Schnell et H. M. Maitzen, « An empirical temperature calibration for the Δ a photometric system . I. The B-type stars », Astronomy and Astrophysics, vol. 444, , p. 941–946 (ISSN 0004-6361, DOI 10.1051/0004-6361:20053546, lire en ligne, consulté le )
- Helmut A. Abt, Hugo Levato et Monica Grosso, « Rotational Velocities of B Stars », The Astrophysical Journal, vol. 573, , p. 359–365 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/340590, lire en ligne, consulté le )
- P. L. Bernacca et M. Perinotto, « A catalogue of stellar rotational velocities: I. Main sequence single stars. II. Main sequence spectroscopic binaries and eclipsing systems. », Contributi dell'Osservatorio Astrofisica dell'Universita di Padova in Asiago, vol. 239, , p. 1 (lire en ligne, consulté le )
- F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy and Astrophysics, vol. 474, , p. 653–664 (ISSN 0004-6361, DOI 10.1051/0004-6361:20078357, lire en ligne, consulté le )
Liens externes
- (en) Pelligton/Brouillon Étoile sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.