HD 113703

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f Centauri

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Ne doit pas être confondu avec F Centauri (= HD 107079).

f Centauri A / B
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite

13h 06m 16,70366s[1]

13h 06m 17,83949s[2]
Déclinaison

−48° 27′ 47,8465″[1]

−48° 27′ 45,4392″[2]
Constellation Centaure
Magnitude apparente 4,71[3] / 10,80[4]

Localisation dans la constellation : Centaure

(Voir situation dans la constellation : Centaure)
Caractéristiques
Type spectral B4V[5] / K0Ve[6]
Indice U-B −0,58[3]
Indice B-V −0,14[3]
Indice R-I −0,14[3]
Variabilité aucune[7] / BY Dra[8]
Astrométrie
Vitesse radiale +6,0 ± 4,2 km/s[9]
Mouvement propre μα = −29,558 / −28,501 mas/a[1],[2]
μδ = −15,692 / −14,472 mas/a[1],[2]
Parallaxe 8,159 2 ± 0,155 9 /
7,965 0 ± 0,018 5 mas[1],[2]
Distance 122,561 ± 2,342 pc (∼400 al)[10]
125,549 ± 0,292 pc (∼409 al)[11]
Magnitude absolue −0,70 / +5,41[12]
Caractéristiques physiques
Masse 4,39 M☉[13] / 0,98 M☉[14]
Gravité de surface (log g) 3,99[13]
Luminosité 589 L☉[12] / 0,76 L☉[12]
Température 14 769 K[13] / 5 129 K[12]
Rotation 140 ± 7 km/s[15]
Âge 92 × 106 a[13] / 15 à 29 × 106 a[12],[14]

Désignations

f Cen, HR 4940, HD 113703, HIP 63945, CD-47 8088, CPD-47 5844, SAO 223900, WDS J13063 -4828A[10]
f Cen B : V1155 Cen, 1RXS J130618.4-482744[11]

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f Centauri (en abrégé f Cen), également désignée HD 113703 ou HR 4940, est une étoile multiple[16] de la constellation australe du Centaure. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente combinée de 4,71[3]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, l'étoile primaire est distante de ∼ 400 a.l. (∼ 123 pc) de la Terre[1]. Le système est membre du sous-groupe Bas-Centaure-Croix du Sud de l'association Scorpion-Centaure, qui est l'association d'étoiles massives de types O et B la plus proche du Système solaire[13].

Propriétés[modifier | modifier le code]

f Centauri A et C[modifier | modifier le code]

La composante primaire, désignée f Centauri A, est une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B4V[5]. C'est une jeune étoile avec un âge estimé à environ 92 millions d'années[13] et elle tourne rapidement sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 140 km/s[15]. Elle est 4,4 fois plus massive que le Soleil et sa température de surface est de 14 769 K[13]. C'est l'une des étoiles les moins variables parmi celles qui ont été observées par le satellite Hipparcos[7].
Un compagnon proche avec une magnitude dans la bande K de 9,16, désigné f Centauri C, a été détecté en 2002 à une distance angulaire de 1,55 seconde d'arc[17]. Sa masse vaut 90 % celle du Soleil et sa température de surface est de 5 020 K[18].

f Centauri B[modifier | modifier le code]

f Centauri B est une étoile de magnitude 10,8 qui a été remarquée pour la première fois par J. F. W. Herschel en 1836. En date de 2015, elle était localisée à une séparation de 11,6 secondes d'arc et selon un angle de position de 78° de f Centauri A[4]. C'est une naine orange de type spectral K0Ve, montrant une émission dans les raies H et K du calcium[6]. Sa masse est proche de celle du Soleil[14], mais elle n'est que 76 % aussi lumineuse que lui et sa température de surface est de 5 129 K[12]. Il s'agit d'une variable de type BY Draconis connue avec la désignation de V1155 Centauri. Sa magnitude varie avec une amplitude de 0,05 magnitude et selon une période d'environ 8 jours[8], ce qui correspond à la période de rotation de l'étoile[14].

f Centauri B partage un mouvement dans l'espace commun avec la primaire et elles sont donc probablement physiquement liées, et sa parallaxe annuelle mesurée par Gaia est de 7,97 ± 0,02 mas, ce qui indique qu'elle est distante de ∼ 409 a.l. (∼ 125 pc) de la Terre[2]. L'étoile présente une forte surabondance en lithium, ce qui est généralement associé à un jeune âge[6]. Elle est localisée à environ 0,8 magnitude au-dessus de la séquence principale d'âge zéro et elle se contracte toujours comme une étoile post-T Tauri[19]. C'est également une source de rayons X connue[18].

Autres étoiles[modifier | modifier le code]

Le système pourrait contenir d'autres membres et être constitué de cinq étoiles en tout[16]. Une étude de 2012 a détecté des variations dans la vitesse radiale de l'étoile primaire, indiquant qu'elle pourrait être une binaire spectroscopique à raies simples[20]. Une recherche de 2013 utilisant l'interférométrie à longue base a détecté un objet à une séparation de 8,84 mas de la primaire et les deux étoiles sont désignées Aa et Ab[21].
La dernière étoile, f Centauri E, brille d'une magnitude de 16,23 et est séparée de 38,7 secondes d'arc de la primaire. Elle possède une parallaxe et un mouvement propre similaires aux autres membres du système[16],[22].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c d e et f (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.
  2. ↑ a b c d e et f (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.
  3. ↑ a b c d et e (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)
  4. ↑ a et b (en) Brian D. Mason et al., « The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog », The Astronomical Journal, vol. 122, no 6,‎ , p. 3466 (DOI 10.1086/323920, Bibcode 2001AJ....122.3466M, lire en ligne)
  5. ↑ a et b (en) Nancy Houk, Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars : Declinations -53 to -40 degrees, vol. 2, Ann Arbor, Michigan, États-Unis, Département d'astronomie de l'université du Michigan, (Bibcode 1978mcts.book.....H)
  6. ↑ a b et c (en) R. M. Catchpole, « A lithium rich star in Sco-Cen », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 154, no 1,‎ , p. 15 (DOI 10.1093/mnras/154.1.15P, Bibcode 1971MNRAS.154P..15C)
  7. ↑ a et b (en) S. J. Adelman, « Research Note Hipparcos photometry: The least variable stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 367,‎ , p. 297-298 (DOI 10.1051/0004-6361:20000567, Bibcode 2001A&A...367..297A)
  8. ↑ a et b (en) N. N. Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80-88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne)
  9. ↑ (en) G. A. Gontcharov, « Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system », Astronomy Letters, vol. 32, no 11,‎ , p. 759 (DOI 10.1134/S1063773706110065, Bibcode 2006AstL...32..759G, arXiv 1606.08053)
  10. ↑ a et b (en) * f Cen -- Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  11. ↑ a et b (en) V* V1155 Cen -- BY Dra Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  12. ↑ a b c d e et f (en) M. Gerbaldi, R. Faraggiana et N. Balin, « Binary systems with post-T Tauri secondaries », Astronomy & Astrophysics, vol. 379,‎ , p. 162-184 (DOI 10.1051/0004-6361:20011298, Bibcode 2001A&A...379..162G)
  13. ↑ a b c d e f et g (en) Bertrand Goldman et al., « A Large Moving Group within the Lower Centaurus Crux Association », The Astrophysical Journal, vol. 868, no 1,‎ , p. 15, article no 32 (DOI 10.3847/1538-4357/aae64c, Bibcode 2018ApJ...868...32G, arXiv 1807.02076)
  14. ↑ a b c et d (en) N. Huélamo et al., « Rotation periods of Post-T Tauri stars in Lindroos systems », Astronomy & Astrophysics, vol. 428,‎ , p. 953-967 (DOI 10.1051/0004-6361:20034442, Bibcode 2004A&A...428..953H)
  15. ↑ a et b (en) A. G. A. Brown et W. Verschueren, « High S/N Echelle spectroscopy in young stellar groups. II. Rotational velocities of early-type stars in SCO OB2 », Astronomy & Astrophysics, vol. 319,‎ , p. 811–838 (Bibcode 1997A&A...319..811B, arXiv astro-ph/9608089)
  16. ↑ a b et c (en) Andrei Tokovinin, « HR 4940 », sur Multiple Star Catalog (MSC) (consulté le )
  17. ↑ (en) N. Shatsky et A. Tokovinin, « The mass ratio distribution of B-type visual binaries in the Sco OB2 association », Astronomy & Astrophysics, vol. 382,‎ , p. 92–103 (DOI 10.1051/0004-6361:20011542, Bibcode 2002A&A...382...92S, arXiv astro-ph/0109456)
  18. ↑ a et b (en) B. Stelzer et al., « Late B-type stars and their candidate companions resolved with Chandra », Astronomy & Astrophysics, vol. 407,‎ , p. 1067–1078 (DOI 10.1051/0004-6361:20030934, Bibcode 2003A&A...407.1067S, arXiv astro-ph/0306401)
  19. ↑ (en) P. J. Andrews et A. D. Thackeray, « Absolute magnitudes of B-type primaries in visual binaries », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 165, no 1,‎ , p. 1-9 (DOI 10.1093/mnras/165.1.1, Bibcode 1973MNRAS.165....1A)
  20. ↑ (en) R. Chini et al., « A spectroscopic survey on the multiplicity of high-mass stars4 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 424, no 3,‎ , p. 1925-1929 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2012.21317.x, Bibcode 2012MNRAS.424.1925C, arXiv 1205.5238)
  21. ↑ (en) A. C. Rizzuto et al., « Long-baseline interferometric multiplicity survey of the Sco-Cen OB association », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 436, no 2,‎ , p. 1694–1707 (DOI 10.1093/mnras/stt1690, Bibcode 2013MNRAS.436.1694R, arXiv 1309.3811)
  22. ↑ (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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