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9 Ceti

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9 Ceti

Étoile variable par rotation (d)[1]
Étoile variable de type BY Draconis[1]
Source d'infrarouge (d)[1]
Source astrophysique de rayons X[1]
Étoile double[1]
Étoile variable éruptive (en)[1]
Source de proche infrarouge (d)[1]
Source astrophysique de rayons UV (d)[1]Voir et modifier les données sur Wikidata

Localisation
Ascension droite
5,72 °Voir et modifier les données sur Wikidata
Déclinaison
−12,21 °Voir et modifier les données sur Wikidata
Époque
Constellation
Spectrographie
Type spectral
Magnitude apparente
6,39 (bande V (d))[3]Voir et modifier les données sur Wikidata
Variabilité
Étoile variable de type BY Draconis[4], étoile variable par rotation (d)[5]Voir et modifier les données sur Wikidata
Astrométrie
Vitesse radiale
−2,4 km/s[6]Voir et modifier les données sur Wikidata
Parallaxe
46,87 mas[7]Voir et modifier les données sur Wikidata
Distance au Soleil
69,58 al[7]Voir et modifier les données sur Wikidata
Magnitude absolue
4,79Voir et modifier les données sur Wikidata
Caractéristiques physiques
Masse
1,09 M☉Voir et modifier les données sur Wikidata
Rayon
1 R☉Voir et modifier les données sur Wikidata
Luminosité
1,12 L☉Voir et modifier les données sur Wikidata
Température
5 817 K[8],[9]Voir et modifier les données sur Wikidata
Métallicité
Vitesse de rotation
Âge
850 million d'annéesVoir et modifier les données sur Wikidata
Identifiants
2MASS
2MASS J00225174-1212340
Gliese
GJ 17.3
Gliese
GJ 9012
Henry Draper
HD 1835
Hipparcos
HIP 1803
Bright Star Catalogue
HR 88
LTT
LTT 193
NLTT
NLTT 1171
Tycho
TYC 5265-757-1
GCVS
BE Cet
WDS
WDS J00229-1213A
Gaia DR2
Gaia DR2 2423493369021649920
Flamsteed
9 Cet
Gaia DR3
Gaia DR3 2423493369021649920
Simbad
ARICNS

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9 Ceti est une étoile de la constellation de la Baleine. Elle porte la désignation d'étoile variable BE Ceti, tandis que 9 Ceti est la désignation de Flamsteed. Elle a une magnitude apparente de 6,4[14], qui est inférieure à la limite visible à l'œil nu par un observateur typique[15]. Selon l'échelle de Bortle, il est possible pour certains observateurs de la voir depuis un ciel rural sombre. Sur la base des mesures de la parallaxe, cette étoile est à 69,6 années-lumière du Soleil[16].

Il s'agit d'un étoile de type solaire, qui est défini comme une « population naine avec des propriétés globales pas très différentes de celles du Soleil »[17]. Il s'agit d'une étoile de la séquence principale de type G avec un type spectral G3 V[14], ce qui signifie qu'elle génère de l'énergie par la fusion de l'hydrogène en hélium en son cœur. La masse et le rayon de l'étoile sont similaires à ceux du Soleil[18], bien que l'abondance d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium soit environ 50 % plus élevée[19]. Il est beaucoup plus jeune que le Soleil, avec un âge estimé à 850 millions d'années[19]. La température effective de l'atmosphère stellaire est d'environ 5 807 K[20], lui donnant la lueur jaune d'une étoile de type G[21].

En 1980, il s'est avéré qu'il s'agissait d'une étoile variable avec une périodicité de 7,655 jours et elle a reçu la désignation d'étoile variable BE Ceti. Cette variation de luminosité a été interprétée comme le résultat d'une modulation rotationnelle (en) de l'activité des taches stellaires dans la photosphère[22] et est donc classée comme une étoile variable de type BY Draconis[23]. Il existe une variation considérable dans la force de l'activité de surface, au point qu'elle est apparue inactive lors de certaines périodes d'observation. La force du champ magnétique de surface a été mesurée à 450 G[22]. Le spectre de cette étoile comprend des raies d'oxyde de titane et d'hydrure de calcium, ce qui, pour une étoile de cette classe, est une preuve supplémentaire de l'activité des taches stellaires. Les taches étoilées couvrent environ 3 % de la surface[24].

9 Ceti a été examiné à la recherche de preuves d'un compagnon planétaire ou d'un disque de débris, mais en 2015, aucun n'a été trouvé[25]. L'âge de l'étoile et son mouvement dans l'espace suggèrent qu'elle fait partie des Hyades[26].

Il existe un compagnon optique de magnitude 12,57 à une séparation angulaire de 214 secondes d'arc de 9 Ceti le long d'un angle de position de 294° (en 1999)[27]. Les paires ne sont pas physiquement associées car elles ont des mouvements propres différents[25] et l'étoile la plus faible a une parallaxe beaucoup plus petite[16].

Références[modifier | modifier le code]

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  2. ↑ Data Processing and Analysis Consortium, Agence spatiale européenne, Gaia Data Release 2, (catalogue d'étoiles), Voir et modifier les données sur Wikidata
  3. ↑ Ducati, J. R., Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system, (catalogue d'étoiles), Voir et modifier les données sur Wikidata
  4. ↑ (en) N. N. Samus’, E. V. Kazarovets, O. V. Durlevich, N. N. Kireeva et E. N. Pastukhova, « General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, MAIK Nauka/Interperiodica (d) et Springer Science+Business Media, vol. 61, no 1,‎ , p. 80–88 (ISSN 1063-7729, 1562-6881 et 0004-6299, OCLC 43712703, DOI 10.1134/S1063772917010085)Voir et modifier les données sur Wikidata
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  6. ↑ (en) Soubiran, C., Jasniewicz, G., Chemin, L., Zurbach, C., Brouillet, N., Panuzzo, P., Sartoretti, P., Katz, D., Le Campion, J. -F., Marchal, O., Hestroffer, D., Thévenin, F., Crifo, F., Udry, S., Cropper, M., Seabroke, G., Viala, Y., Benson, K., Blomme, R., Jean-Antoine, A., Huckle, H., Smith, M., Baker, S. G., Damerdji, Y., Dolding, C., Frémat, Y., Gosset, E., Guerrier, A., Guy, L. P., Haigron, R., Janßen, K., Plum, G., Fabre, C., Lasne, Y., Pailler, F., Panem, C., Riclet, F., Royer, F., Tauran, G., Zwitter, T., Gueguen, A. et Turon, C., « Gaia Data Release 2. The catalogue of radial velocity standard stars », Astronomy and Astrophysics, EDP Sciences, vol. 616,‎ (ISSN 0004-6361, 0365-0138, 1432-0746 et 1286-4846, OCLC 1518497, DOI 10.1051/0004-6361/201832795, arXiv 1804.09370)Voir et modifier les données sur Wikidata
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  8. ↑ a et b (en) Aguilera-Gómez, Claudia, Ramírez, Iván et Chanamé, Julio, « Lithium abundance patterns of late-F stars: an in-depth analysis of the lithium desert », Astronomy and Astrophysics, EDP Sciences, vol. 614,‎ et , p. 55–55 (ISSN 0004-6361, 0365-0138, 1432-0746 et 1286-4846, OCLC 1518497, DOI 10.1051/0004-6361/201732209, arXiv 1803.05922)Voir et modifier les données sur Wikidata
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  23. ↑ P. N. Kholopov, N. N. Samus, E. V. Kazarovets et N. B. Perova, « The 67th Name-List of Variable Stars », Information Bulletin on Variable Stars, vol. 2681,‎ , p. 1 (ISSN 0374-0676, lire en ligne, consulté le )
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  26. ↑ Tadashi Nakajima et Jun-Ichi Morino, « Potential Members of Stellar Kinematic Groups within 30 pc of the Sun », The Astronomical Journal, vol. 143,‎ , p. 2 (ISSN 0004-6256, DOI 10.1088/0004-6256/143/1/2, lire en ligne, consulté le )
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