BL Herculis

BL Herculis
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de BL Herculis, tracée à partir des données du satellite Hipparcos.
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 18h 01m 09,224 06s
Déclinaison +19° 14′ 56,696 5″
Constellation Hercule
Magnitude apparente 9,70 à 10,62

Localisation dans la constellation : Hercule

(Voir situation dans la constellation : Hercule)
Caractéristiques
Type spectral F0-F6II-III
Indice B-V +0,05
Variabilité BL Her
Astrométrie
Vitesse radiale +18 ± 2 km/s
Mouvement propre μα = −4,051 mas/a
μδ = −11,847 mas/a
Parallaxe 0,846 9 ± 0,017 9 mas
Distance 1 181 ± 25 pc (∼3 850 al)
Magnitude absolue −0,3
Caractéristiques physiques
Masse 0,75 M☉
Rayon 8,6 R☉
Gravité de surface (log g) 2,53
Luminosité 101 L☉
Température 6 500 ou 7 000 K,
Métallicité [Fe/H] = −0,1 ou −0,2,

Désignations

BL Her, HD 347827, HIP 88242, 2MASS J18010922+1914567, TIC 310927519, TYC 1562-1255-1

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BL Herculis (en abrégé BL Her) est une étoile variable de la constellation boréale d'Hercule. Sa magnitude apparente visuelle varie entre 9,70 et 10,62, elle n'est donc jamais assez brillante pour être visible à l'œil nu. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, l'étoile est distante d'environ ∼ 3 850 a.l. (∼ 1 180 pc) de la Terre. Elle s'en éloigne à une vitesse radiale héliocentrique de +18 km/s. C'est le prototype de la classe des étoiles variables de type BL Herculis, un groupe de céphéides de type II à courte période.

La variabilité de BL Herculis est découverte par Cuno Hoffmeister, qu'il annonce dans un article paru en 1929. Les premières observations de l'étoile ont donné une période de variation très incorrecte de 4,2 jours, ce qui a produit des courbes de lumière et de vitesses radiales particulières. La première période correcte déterminée, de 1,3 jour, est publiée par Pavel Parenago en 1940 et une période bien plus précise de 1,307 441 85 jour est dérivée à partir d'observations photométriques en 1983. La portion descendante de la courbe de lumière de l'étoile montre une « bosse », dont des modèles suggèrent qu'elle pourrait résulter d'une résonance 2:1 entre les modes de pulsations fondamental et du second harmonique. Cette bosse est considérée comme étant la caractéristique principale des étoiles de type BL Her, même si sa position relative par rapport à la luminosité maximale varie en fonction de la période de l'étoile,.

La masse de BL Herculis est estimée être d'environ 0,75 masse solaire, ce qui est légèrement au-dessus de la masse typique d'une variable de type RR Lyrae.

Notes et références

  1. ↑ (en) « Light Curve », sur Hipparcos, ESA (consulté le )
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 (en) A. Vallenari et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3 : Summary of the content and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 674,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211). Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
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  4. ↑ (en) R. Diethelm, « Physical parameters of pulsating variables with periods between one and three days. II. Fundamental parameters », Astronomy & Astrophysics, vol. 239,‎ , p. 186 (Bibcode 1990A&A...239..186D)
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  13. ↑ (en) Pavel Parenago, « The Cepheid BL Herculis with an Abnormal Period », IAU Circular, vol. 801,‎
  14. ↑ (en) J. R. Buchler et Pawel Moskalik, « Pulsational Study of BL Herculis Models. I. Radial Velocities », The Astrophysical Journal, vol. 391,‎ , p. 736 (DOI 10.1086/171384 Accès libre, Bibcode 1992ApJ...391..736B)
  15. ↑ (en) Richard Carson et Richard Stothers, « BL HER stars : theoretical models for field variables », The Astrophysical Journal, vol. 259,‎ , p. 740–748 (DOI 10.1086/160210 Accès libre, Bibcode 1982ApJ...259..740C)

Liens externes