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68 Herculis

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u Herculis

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Ne doit pas être confondu avec υ (Upsilon) Herculis, ni avec U Herculis.

68 Herculis Aa/Ab
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de 68 Herculis, tracée à partir des données du satellite TESS[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 17h 17m 19,56781s[2]
Déclinaison +33° 06′ 00,3684″[2]
Constellation Hercule
Magnitude apparente 4,82[3]

Localisation dans la constellation : Hercule

(Voir situation dans la constellation : Hercule)
Caractéristiques
Type spectral B2 V + B8-9[4]
Indice U-B −0,76[3]
Indice B-V −0,17[3]
Indice R-I −0,19[3]
Variabilité Algol/semi-détachée[5]
Astrométrie
Vitesse radiale −17,1 ± 2,8 km/s[6]
Mouvement propre μα = −4,298 mas/a[2]
μδ = −5,621 mas/a[2]
Parallaxe 3,435 6 ± 0,116 4 mas[2]
Distance 291,1 ± 9,9 pc (∼949 al)[7]
Magnitude absolue −2,66 ± 0,30 (−2,35 / −1,15)[4]
Caractéristiques physiques
Masse 7,88 ± 0,26 M☉ / 2,79 ± 0,12 M☉[8]
Rayon 4,93 ± 0,15 R☉ / 4,26 ± 0,06 R☉[8]
Gravité de surface (log g) 3,948 ± 0,024 / 3,625 ± 0,013[8]
Luminosité 4 786+343
−319 L☉ / 426,5+86,4
−71,7 L☉[8]
Température 21 600 ± 220 K / 12 600 ± 550 K[8]
Rotation 145 ± 5 km/s / 105 ± 5 km/s[9]
Composants stellaires
Composants stellaires 68 Her Aa, 68 Her Ab
Orbite
Compagnon 68 Her Ab
Demi-grand axe (a) 14,95 ± 0,17 R☉[8]
Excentricité (e) 0,0[9] (fixée)
Période (P) 2,051 026 85 j[8]
Inclinaison (i) 78,9 ± 0,4°[8]
Argument du périastre (ω) 0,0°[9] (fixé)
Époque du périastre (τ) 50 344,99 ± 0,009[9]
Demi-amplitude (K1) 101 ± 1 km/s[9]
Demi-amplitude (K2) 252 ± 1,8 km/s[9]

Désignations

u Her, 68 Her, HD 156633, HIP 84573, HR 6431, BD+33°2864, SAO 65913, WDS J17173 +3306A[7]

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68 Herculis (en abrégé 68 Her) est une étoile triple de la constellation boréale d'Hercule[10]. Dans la littérature scientifique, elle est souvent connue par sa désignation de Bayer de u Herculis[4], 68 Herculis étant sa désignation de Flamsteed. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de base de 4,82[3]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, le système est situé à environ ∼ 950 a.l. (∼ 291 pc) de la Terre[2]. Il se rapproche du Système solaire à une vitesse radiale de −17 km/s[6]

La paire intérieure du système de 68 Herculis constitue une binaire semi-détachée bien étudiée dont le plan orbital est incliné proche de la ligne de visée de la Terre, ce qui en fait une binaire à éclipses de type Agol[4]. Ses deux étoiles ont une période orbitale d'un peu plus de deux jours et un demi-grand axe qui vaut 15 fois le rayon solaire[8]. La composante secondaire transfère de la masse vers la primaire, qui est plus chaude[8]. L'éclipse principale réduit la luminosité du système jusqu'à une magnitude de 5,37, tandis que l'éclipse secondaire fait baisser la magnitude à 4,93[5]. Des calculs théoriques suggèrent que l'étoile donneuse a débuté sa vie avec 7,2 masses solaires, l'étoile primaire actuelle avec 3,6 masses solaires, et que leur période orbitale initiale était d'environ 1,35 jour[8].

La composante primaire, désignée 68 Herculis Aa ou parfois simplement A, montre un comportement pulsationnel de type Beta Cephei. Elle est classée comme une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B2 V[4]. Elle tourne rapidement sur elle-même, montrant une vitesse de rotation projetée de 145 km/s[9]. L'étoile fait près de huit fois la masse du Soleil et cinq fois son rayon. Elle est autour de 4 800 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 21 600 K[8].

La composante secondaire, désignée 68 Herculis Ab ou occasionnellement B, s'est avérée difficile à classer, mais semble être une étoile bleu-blanc de type B8-9[4]. Elle fait près de trois fois la masse du Soleil et son rayon est 4,3 fois plus grand que le rayon solaire. Elle tourne sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 105 km/s. L'étoile est autour de 427 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 12 600 K[8].

Enfin la troisième étoile du système, 68 Herculis B, est située à une séparation angulaire de 4,4 secondes d'arc et brille à une magnitude de 10,2[10]. Elle partage un mouvement propre commun et une parallaxe similaire à la paire éclipsante, et elle est modélisée comme une étoile sur la séquence principale qui est quelque peu plus massive, un plus chaude et un plus lumineuse que le Soleil[11]. Toute orbite prendrait des milliers d'années[12].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ (en) « MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes », Space Telescope Science Institute (consulté le )
  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 b c d e et f (en) R. W. Hilditch, « Astrophysical parameters for the eclipsing binary u Herculis », The Observatory, vol. 125,‎ , p. 72–81 (Bibcode 2005Obs...125...72H)
  5. ↑ 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, consulté le )
  6. ↑ a et b (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 et b (en) * u Her -- Spectroscopic Binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  8. ↑ a b c d e f g h i j k l et m (en) V. Kolbas et al., « Tracing CNO exposed layers in the Algol-type binary system u Her », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 444, no 4,‎ , p. 3118–3129 (DOI 10.1093/mnras/stu1652, Bibcode 2014MNRAS.444.3118K, arXiv 1408.2681)
  9. ↑ a b c d e f et g (en) Somaia Saad et Mohamed Nouh, « A study of the B+B double-lined eclipsing binary u Her », Bulletin of the Astromical Society of India, vol. 39,‎ , p. 277–287 (Bibcode 2011BASI...39..277S)
  10. ↑ a et b (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) 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.
  12. ↑ (en) Andrei Tokovinin, « The Updated Multiple Star Catalog », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 235, no 1,‎ , p. 6 (DOI 10.3847/1538-4365/aaa1a5, Bibcode 2018ApJS..235....6T, arXiv 1712.04750)

Liens externes[modifier | modifier le code]

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