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79 Ceti

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79 Ceti
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 02h 35m 19,9293s[1]
Déclinaison −03° 33′ 38,1707″[1]
Constellation Baleine
Magnitude apparente +6,83[2]

Localisation dans la constellation : Baleine

(Voir situation dans la constellation : Baleine)
Caractéristiques
Type spectral G2V+M[3],[4] / G8IV[5]
Indice B-V 0,670 ± 0,004[2]
Astrométrie
Vitesse radiale −50,93 ± 0,09 km/s[2]
Mouvement propre μα = −155,58 mas/a[1]
μδ = −437,99 mas/a[1]
Parallaxe 26,436 0 ± 0,058 0 mas[1]
Distance 123,4 ± 0,3 al
(37,83 ± 0,08 pc)
Magnitude absolue +3,88[2]
Caractéristiques physiques
Masse 1,01 M☉[6] / 0,286 M☉[4]
Rayon 1,48 R☉[7]
Gravité de surface (log g) 4,19 ± 0,02[6]
Luminosité 1,99 ± 0,04 L☉[6]
Température 5 806 ± 17 K[6]
Métallicité +0,16 ± 0,01[6]
Âge 6,0 Ga[8] / 9,4 ± 0,8 Ga[2]

Désignations

79 Cet, BD-04°426, FK5 4237, Gaia DR2 2495335115182966016, GJ 9085, HD 16141, HIP 12048, SAO 129992, WDS J02353 -0334A, 2MASS J02351994-0333376[9]

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79 Ceti, également connu sous le nom de HD 16141, est une étoile binaire située à 123 années-lumière[1] du Soleil dans la constellation de la Baleine. Elle a une magnitude apparente de +6,83[2], ce qui le place en dessous de la limite normale de visibilité à l'œil nu moyen. L'étoile se rapproche de la Terre avec une vitesse radiale héliocentrique de −51 km/s[2].

Harlan (1974) a attribué à cette étoile un type spectral G2V[3], correspondant à une étoile de la séquence principale de type G qui subit une fusion d'hydrogène centrale. Cependant, Houk et Swift (1999) ont découvert un type spectral G8IV[5], ce qui suggère qu'elle a épuisé les réserves d'hydrogène en son cœur et a commencé à évoluer à partir de la séquence principale. Finalement, les couches externes de l'étoile se dilateront et se refroidiront et l'étoile deviendra une géante rouge. Les estimations de l'âge de l'étoile vont de 6,0[8] à 9,4 milliards d'années. Sa masse est estimée à 1,06 fois celle du Soleil et son rayon à 1,48 fois[7]. L'étoile rayonne deux fois la luminosité du Soleil[6] depuis sa photosphère à une température effective de 5 806 K[6]. Elle a été découvert plus tard que l'écart était dû à une naine rouge supplémentaire dans le système à une séparation projetée de 220 UA[4].

Système planétaire[modifier | modifier le code]

Le , une planète en orbite autour d'une étoile primaire a été annoncée, elle a été découverte en utilisant la méthode des vitesses radiales[10]. Cet objet a au minimum 0,26 fois la masse de Jupiter et tourne autour de son étoile hôte tous les 75,5 jours[11].

Caractéristiques des planètes du système de 79 Ceti[12]
Planète Masse Demi-grand axe (ua) Période orbitale (jours) Excentricité Inclinaison Rayon


 b  0,260 ± 0,028 MJ   0,363 ± 0,021   75,523 ± 0,055   0,252 ± 0,052 

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c d e et f (en) A. G. A. Brown et al., « Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365)
  2. ↑ a b c d e f et g (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, S2CID 119257644)
  3. ↑ a et b (en) E. A. Harlan, « MK classification for F- and G-type stars. III », Astronomical Journal, vol. 79,‎ , p. 682–686 (DOI 10.1086/111597, Bibcode 1974AJ.....79..682H)
  4. ↑ a b et c (en) Billy Quarles, Gongjie Li, Veselin Kostov et Nader Haghighipour, « Orbital Stability of Circumstellar Planets in Binary Systems », The Astronomical Journal, vol. 159, no 3,‎ , p. 80 (DOI 10.3847/1538-3881/ab64fa, Bibcode 2020AJ....159...80Q, arXiv 1912.11019, S2CID 209444271)
  5. ↑ a et b (en) N. Houk et C. Swift, « Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD Stars », Michigan Spectral Survey, vol. 5,‎ (Bibcode 1999MSS...C05....0H)
  6. ↑ a b c d e f et g (en) S. G. Sousa et al., « Spectroscopic parameters for 451 stars in the HARPS GTO planet search program. Stellar [Fe/H] and the frequency of exo-Neptunes », Astronomy and Astrophysics, vol. 487, no 1,‎ , p. 373–381 (DOI 10.1051/0004-6361:200809698, Bibcode 2008A&A...487..373S, arXiv 0805.4826, S2CID 18173201)
  7. ↑ a et b (en) Keivan G. Stassun et al., « Accurate Empirical Radii and Masses of Planets and Their Host Stars with Gaia Parallaxes », The Astronomical Journal, vol. 153, no 3,‎ , p. 20 (DOI 10.3847/1538-3881/aa5df3, Bibcode 2017AJ....153..136S, arXiv 1609.04389, S2CID 119219062)
  8. ↑ a et b (en) S. G. Sousa et al., « Higher depletion of lithium in planet host stars: no age and mass effect », Astronomy and Astrophysics, vol. 512,‎ , p. L5 (DOI 10.1051/0004-6361/201014125, Bibcode 2010A&A...512L...5S, arXiv 1003.0405, S2CID 118646949)
  9. ↑ (en) 79 Cet sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  10. ↑ (en) « Keck astronomers discover planets smaller than saturn », W. M. Keck Observatory, Kamuela, Hawaii,‎ (lire en ligne)
  11. ↑ (en) Geoffrey W. Marcy et al., « Sub-Saturn Planetary Candidates of HD 16141 and HD 46375 », The Astrophysical Journal Letters, vol. 536, no 1,‎ , L43–L46 (PMID 10849416, DOI 10.1086/312723, Bibcode 2000ApJ...536L..43M, arXiv astro-ph/0004326, S2CID 119530785)
  12. ↑ (en) J. T. Butler et al., « Catalog of Nearby Exoplanets », The Astrophysical Journal, vol. 646, no 1,‎ , p. 505–522 (DOI 10.1086/504701, Bibcode 2006ApJ...646..505B, arXiv astro-ph/0607493, S2CID 119067572)

Liens externes[modifier | modifier le code]

  • Ressource relative à l'astronomieVoir et modifier les données sur Wikidata :
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Bases de données
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