V345 Carinae

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V345 Carinae
(E Carinae)
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de V345 Carinae issue des données du satellite Hipparcos[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 09h 05m 38,37535s[2]
Déclinaison −70° 32′ 18,5941″[2]
Constellation Carène
Magnitude apparente 4,67 à 4,78[3]

Localisation dans la constellation : Carène

(Voir situation dans la constellation : Carène)
Caractéristiques
Type spectral B2(IV)n[4]
Indice U-B −0,81[5]
Indice B-V −0,15[5]
Indice R-I −0,14[5]
Variabilité γ Cas[3]
Astrométrie
Vitesse radiale +19,0 ± 7,4 km/s[6]
Mouvement propre μα = −3,870 mas/a[2]
μδ = +9,088 mas/a[2]
Parallaxe 2,470 6 ± 0,092 9 mas[2]
Distance 404,76 ± 15,22 pc (∼1 320 al)[2]
Magnitude absolue −2,67[6]
Caractéristiques physiques
Masse 9,6 ± 0,3 M☉[7]
Rayon 8,70 ± 0,17 R☉[8]
Gravité de surface (log g) 3,80 ± 0,04[8]
Luminosité 2 540 L☉[6]
Température 19 000 ± 190 K[8]
Rotation 140 ± 3 km/s[8]
Âge 20,4 ± 2,3 × 106 a[7]

Désignations

V345 Car, E Car, HR 3642, HD 78764, HIP 44626, CD-70 575, CPD-70 861, GC 12602, SAO 256583[9]

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V345 Carinae (en abrégé V345 Car) est une étoile variable de cinquième magnitude de la constellation australe de la Carène. Elle porte également la désignation de Bayer de E Carinae, V345 Carinae étant sa désignation d'étoile variable. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, l'étoile est distante d'environ ∼ 1 320 a.l. (∼ 405 pc) de la Terre[2]. Elle s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale d'environ +19 km/s[6].

Propriétés[modifier | modifier le code]

V345 Carinae est classée comme une étoile bleu-blanc de type spectral de B2(IV)n[4], ce qui correspond à une étoile de type B qui est suspectée d'être une sous-géante. La lettre « n » de son suffixe indique que son spectre montre des raies « nébuleuses » en raison de sa rotation rapide ; elle tourne en effet sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 140 km/s[8]. L'étoile est âgée d'environ 20 millions d'années[7]. Sa masse est 9,6 fois plus grande que celle du Soleil[7] et son rayon vaut 8,7 fois le rayon solaire[8]. Elle est 2 540 fois plus lumineuse que le Soleil[6] et sa température de surface est de 19 000 K[8].

Variabilité[modifier | modifier le code]

V345 Carinae est également une étoile Be[10] qui possède un disque circumstellaire de gaz chauds éjectés, et qui est à l'origine des raies en émission observées dans son spectre. C'est une variable de type Gamma Cassiopeiae dont la magnitude apparente varie entre 4,67 et +4,78 sur une période de 137,7 jours[3]. L'étoile montre également une variation en vitesse radiale avec une période nettement plus courte de 1,13 jour[11].

Bien qu'elle semble être une étoile seule[12], Carrier et al. (2002) ont suggéré que les variations à plus longue période pourraient être causées par une sorte d'interaction binaire avec le disque circumstellaire ou peut-être par un effet de réflexion de la lumière. Cependant, aucun compagnon n'a été détecté avec les variations de vitesse radiale. Cela suggère qu'il aurait soit besoin d'avoir une masse inférieur à 1,7 fois celle du Soleil, soit qu'il serait vu presque par les pôles[11]. Les variations à court terme pourraient être dues à des pulsations non-radiales, similaires à celles d'Omega Canis Majoris[13].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ (en) « Hipparcos Tools Interactive Data Access », sur Hipparcos, ESA (consulté le )
  2. ↑ a b c d e f et g (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Early Data Release 3 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 649,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202039657, Bibcode 2021A&A...649A...1G, arXiv 2012.01533). Notice Gaia EDR3 pour cette source sur VizieR.
  3. ↑ a b et c « VSX : Detail for V345 Car », sur The International Variable Star Index, AAVSO (consulté le )
  4. ↑ a et b (en) Nancy Houk et A. P. Cowley, Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars : Declinations -90° to -53°, vol. 1, Ann Arbor, Michigan, États-Unis, Département d'astronomie de l'université du Michigan, (Bibcode 1975mcts.book.....H)
  5. ↑ a b et c (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)
  6. ↑ a b c d et e (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)
  7. ↑ a b c et d (en) N. Tetzlaff, R. Neuhäuser et M. M. Hohle, « A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 410, no 1,‎ , p. 190–200 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, Bibcode 2011MNRAS.410..190T, arXiv 1007.4883)
  8. ↑ a b c d e f et g (en) C. Arcos et al., « Stellar parameters and Hα line profile variability of Be stars in the BeSOS survey », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 474, no 4,‎ , p. 5287–5299 (DOI 10.1093/mnras/stx3075, Bibcode 2018MNRAS.474.5287A, arXiv 1711.08675)
  9. ↑ (en) * E Car -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  10. ↑ (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)
  11. ↑ a et b (en) F. Carrier, G. Burki et M. Burnet, « Search for duplicity in periodic variable Be stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 385, no 2,‎ , p. 488–502 (DOI 10.1051/0004-6361:20020174, Bibcode 2002A&A...385..488C)
  12. ↑ (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)
  13. ↑ (en) Th. Rivinius, D. Baade et S. Štefl, « Non-radially pulsating Be stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 411, no 2,‎ , p. 229–247 (DOI 10.1051/0004-6361:20031285, Bibcode 2003A&A...411..229R)

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