Gliese 380

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Coordonnées : Sky map 10h 11m 22.14s, +49° 27′ 15.25″

Gliese 380
Groombridge 1618

Époque J2000.0

Données d'observation
Ascension droite 10h 11m 22,14s
Déclinaison +49° 27′ 15,25″
Constellation Grande Ourse
Magnitude apparente 6,61
Caractéristiques
Type spectral K5V
Indice U-B 1,28
Indice B-V 1,38
Indice R-I ?
Indice J-K ?
Variabilité Étoile éruptive
Astrométrie
Vitesse radiale -26,1 km/s
Mouvement propre μα = -1 361,65 mas/a
μδ = -505,14 mas/a
Parallaxe 205,23 ± 0,81 mas
Distance 15,89 ± 0,06 al
(4,87 ± 0,02 pc)
Magnitude absolue +8,17
Caractéristiques physiques
Masse 0,64 M
Rayon 0,50 R
Gravité de surface (log g) 4,5
Luminosité 0,046 L
Température 4 000 K
Métallicité 191 % du Soleil
Rotation 0,9-2,9 km/s
Âge 1 x 109 a

Autres désignations

GJ 380, GCTP 2390.00, HD 88230, BD+50 1725, HIP 49908, SAO 43223, IRAS 10082 +4942, LFT 696, LHS 280, LTT 12732

Gliese 380 (ou Groombridge 1618) est une étoile de la constellation de la Grande Ourse. Elle est relativement proche de la Terre, à une distance de moins de 16 années-lumière[1]. C'est une naine orange de type spectral K5V.

Cette étoile a un mouvement propre relativement élevé sur le fond du ciel, ce qui en a fait une candidate précoce pour une mesure de parallaxe. En 1884, la parallaxe fut évaluée à 0,322″ ± 0,023″ (ce qui est plus élevé que la valeur moderne de 0,205″)[2].

C'est une étoile éruptive ayant un comportement similaire à UV Ceti. La chromosphère s'est révélée active et possède des taches stellaires comparables aux taches solaires. Elle possède une plus grande luminosité que la plupart des étoiles éruptives, qui sont ordinairement des naines rouges, mais est moins active. Le niveau d'activité indique peut-être qu'il s'agit d'une étoile encore jeune.

La recherche d'un excès d'émission en infrarouge avec le télescope spatial ISO s'est révélée négative, impliquant que Groombridge 1618 ne possède pas de disque de poussières (comme Véga)[3]. Si cette étoile possède une compagne, des mesures astrométriques permettent de fixer une limite supérieure comprise entre 3 et 12 fois la masse de Jupiter pour un tel objet hypothétique (pour des périodes orbitales allant de 5 à 50 ans)[4].

Voir également[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. "The 100 nearest star systems", Research Consortium on Nearby Stars (consulté le 9 octobre 2007)
  2. (en) Robert S. Ball, « On the Annual Parallax of Groombridge 1618 », Dunsink Observatory Publications, vol. 5, no 2,‎ 1884, p. 187-217 (lire en ligne)
  3. (en) R.J. Laureijs et al, « A 25 micron search for Vega-like disks around main-sequence stars with ISO », Astronomy & Astrophysics, vol. 387,‎ 2002, p. L285-L293 (lire en ligne)
  4. (en) Hershey, J. L.; Borgman, E. R., « Upper Limits on the Mass of a Dark Companion of Groombridge 1618 from the 40-year Sproul Plate Series », Bulletin of the American Astronomical Society,, vol. 10,‎ 1978, p. 630 (lire en ligne)

Liens externes[modifier | modifier le code]