HD 16754

s Eridani

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Ne doit pas être confondu avec S Eridani (64 Eridani).

s Eridani
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 02h 39m 47,975 30s
Déclinaison −42° 53′ 30,519 1″
Constellation Éridan
Magnitude apparente 4,75

Localisation dans la constellation : Éridan

(Voir situation dans la constellation : Éridan)
Caractéristiques
Type spectral A1 Vb
Indice U-B +0,06
Indice B-V +0,06
Indice R-I +0,01
Astrométrie
Vitesse radiale +18,0 ± 4,2 km/s
Mouvement propre μα = +118,800 mas/a
μδ = −1,521 mas/a
Parallaxe 22,563 6 ± 0,534 2 mas
Distance 44,319 ± 1,049 pc (∼145 al)
Magnitude absolue +1,76
Caractéristiques physiques
Masse 1,95 M☉
Rayon 1,93 R☉
Gravité de surface (log g) 4,40 ± 0,14
Luminosité 17,44 L☉
Température 9 099 ± 309 K
Métallicité [Fe/H] = −0,06
Rotation 167,6 ± 1,7 ou 13,4 ± 1,5 km/s,
Âge 212 ou 30 Ma,

Désignations

s Eri, HR 789, HD 16754, HIP 12413, CD−43 814, CPD−43 277, FK5 2185, SAO 215996, WDS J02398 -4254A

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s Eridani (en abrégé s Eri), également désignée HD 16754 ou HR 789, est une étoile binaire ou triple de la constellation de l'Éridan. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,75. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, le système est distant d'environ ∼ 145 a.l. (∼ 44,5 pc) de la Terre, et il s'en éloigne à une vitesse radiale héliocentrique de +18 km/s. Il est membre de l'association de la Colombe (en), un groupe d'étoiles qui partagent un mouvement commun dans l'espace.

s Eridani a été identifiée comme étant une binaire astrométrique à partir de la mesure de son mouvement propre par le satellite Hipparcos,. Zuckerman et al. (2011) la considèrent comme un système stellaire multiple, avec comme composante primaire une étoile blanche de la séquence principale brillante accompagnée d'un compagnon de type M à une distance angulaire de 25 secondes d'arc au nord. Le compagnon astrométrique de la primaire reste quant à lui non résolu.

La composante primaire est donc une étoile blanche de la séquence principale de type spectral A1 Vb. Les modèles d'évolution stellaire lui donnent un âge de 212 millions d'années, mais son appartenance à l'association de la Colombe suggère qu'elle serait beaucoup plus jeune et âgée de seulement 30 millions d'années. Sa vitesse de rotation reste incertaine. Díaz et al. (2011) montrent une vitesse de rotation projetée élevée de 168 km/s. Cependant, Ammler-von Eiff et Reiners (2012) ont trouvé une vitesse de rotation beaucoup plus basse, de 13 km/s.

Son compagnon visible est une naine rouge dont le type spectral est dans la gamme M2-5V. Le système est une source d'émission de rayons X d'une luminosité de 924 × 1020 W, qui sont très probablement émis par cette composante ainsi que par le compagnon astrométrique.

Notes et références

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  2. 1 2 3 4 5 (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)
  3. 1 2 3 (en) R. O. Gray et al., « Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spectroscopy of stars earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample », The Astronomical Journal, vol. 132, no 1,‎ , p. 161–170 (DOI 10.1086/504637, Bibcode 2006AJ....132..161G, arXiv astro-ph/0603770)
  4. 1 2 3 (en) E. Anderson et Ch. Francis, « XHIP: An extended Hipparcos compilation », Astronomy Letters, vol. 38, no 5,‎ , p. 331 (DOI 10.1134/S1063773712050015, Bibcode 2012AstL...38..331A, arXiv 1108.4971)
  5. 1 2 (en) * s Eri -- Spectroscopic Binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  6. 1 2 3 (en) Matthias Ammler-von Eiff et Ansgar Reiners, « New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars? », Astronomy & Astrophysics, vol. 542,‎ , A116 (DOI 10.1051/0004-6361/201118724, Bibcode 2012A&A...542A.116A, arXiv 1204.2459)
  7. 1 2 3 4 5 (en) Trevor J. David et Lynne A. Hillenbrand, « The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets », The Astrophysical Journal, vol. 804, no 2,‎ , p. 146 (DOI 10.1088/0004-637X/804/2/146, Bibcode 2015ApJ...804..146D, arXiv 1501.03154)
  8. 1 2 3 4 5 (en) B. Zuckerman et al., « The Tucana/Horologium, Columba, AB Doradus, and Argus Associations: New Members and Dusty Debris Disks », The Astrophysical Journal, vol. 732, no 2,‎ , p. 61 (DOI 10.1088/0004-637X/732/2/61, Bibcode 2011ApJ...732...61Z, arXiv 1104.0284v1)
  9. 1 2 (en) C. G. Díaz et al., « Accurate stellar rotational velocities using the Fourier transform of the cross correlation maximum », Astronomy & Astrophysics, vol. 531,‎ , A143 (DOI 10.1051/0004-6361/201016386, Bibcode 2011A&A...531A.143D, arXiv 1012.4858)
  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) P. Elliott et al., « Search for associations containing young stars (SACY). VII. New stellar and substellar candidate members in the young associations », Astronomy & Astrophysics, vol. 590,‎ , p. 28, article no A13 (DOI 10.1051/0004-6361/201628253, Bibcode 2016A&A...590A..13E, arXiv 1604.03550)
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  14. ↑ (en) C. Schröder et J. H. M. M. Schmitt, « X-ray emission from A-type stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 475, no 2,‎ , p. 677–684 (DOI 10.1051/0004-6361:20077429 Accès libre, Bibcode 2007A&A...475..677S)

Liens externes