BY Draconis

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BY Draconis AB
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 18h 33m 55,77192s[1]
Déclinaison +51° 43′ 08,9030″[1]
Constellation Dragon
Magnitude apparente +8,45[2]

Localisation dans la constellation : Dragon

(Voir situation dans la constellation : Dragon)
Caractéristiques
Type spectral K4Ve + K7.5Ve[3]
Indice U-B +0,99[4]
Indice B-V +1,19[4]
Variabilité BY Dra + UV Cet[5]
Astrométrie
Vitesse radiale −25,484 ± 0,046 km/s[6]
Mouvement propre μα = +185,789 mas/a[1]
μδ = −325,809 mas/a[1]
Parallaxe 60,566 3 ± 0,036 6 mas[1]
Distance 16,510 8 ± 0,010 0 pc (∼53,9 al)[1]
Magnitude absolue 7,48 / 8,63[7]
Caractéristiques physiques
Masse 0,792 ± 0,026 (A) / 0,697 ± 0,023 (B) M☉[6]
Luminosité 0,269 L☉[1]
Métallicité 0,04 [Fe/H][6]
Âge 1-2 e9 a[6]
Composants stellaires
Composants stellaires BY Dra A, BY Dra B[6]
Orbite
Demi-grand axe (a) 4,447 2 ± 0,009 1 mas
Excentricité (e) 0,300 14 ± 0,000 62
Période (P) 5,975 113 9 ± 0,000 004 6 j
Inclinaison (i) 154,41 ± 0,29°
Argument du périastre (ω) 230,33 ± 0,17°
Longitude du nœud ascendant (Ω) 152,3 ± 0,1°
Époque du périastre (τ) 2 453 999,214 4 ± 0,002 1 JJ

Désignations

BY Dra, GJ 719, HD 234677, HIP 91009, BD+51°2402, LTT 15477, SAO 31048[8]

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BY Draconis est un système d'étoiles multiple de la constellation du Dragon, qui comprend au moins trois composantes. C'est également une étoile variable, formant le prototype de la classe des étoiles variables du même nom.

Situation et caractéristiques du système[modifier | modifier le code]

Le système de BY Draconis est situé à une distance de 16,5 ± 0,01 pc (∼53,8 al) de la Terre, d'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia[1],[9]. Il se rapproche du système solaire avec une vitesse radiale de −25,5 km/s[6].

Il est probablement âgé de un à deux milliards d'années et sa métallicité, c'est-à-dire son abondance en éléments plus lourds que l'hélium, serait supérieure à celle du Soleil[6]. Sa luminosité est équivalente à 27 % de celle du Soleil[1].

Membres du système[modifier | modifier le code]

BY Draconis A et B[modifier | modifier le code]

Les étoiles désignées BY Draconis A et B sont deux naines orange qui forment un sous-système binaire spectroscopique à raies doubles ayant une période orbitale seulement de 5,98 jours, et présentant une excentricité relativement importante de 0,30[6]. Leurs classifications spectroscopiques individuelles sont K4Ve + K7.5Ve respectivement[3]. La masse de BY Draconis A est équivalente à 79 % de celle du Soleil, tandis que la masse de BY Draconis B vaut 70 % celle du Soleil[6].

Elles forment le prototype d'une classe d'étoiles variables connues comme les variables de type BY Dra[7]. La variabilité de BY Draconis est provoquée par l'activité des taches stellaires présentes dans la photosphère d'au moins d'une des deux étoiles, en combinaison avec une rotation rapide qui crée un changement rapide de l'angle de vue de la zone d'activité pour l'observateur. Cette variation présente une périodicité moyenne de 3,83 jours environ, mais la luminosité du système varie également sur une période de plusieurs années, en fonction du niveau d'activité des étoiles.

Il semblerait que l'étoile primaire, BY Draconis A, soit responsable de la variabilité, étant donné que sa compagne ne produit qu'un tiers de la luminosité totale du système. Il n'est toutefois pas exclu que les taches soient présentes à la surface des deux étoiles. Contrairement au Soleil, elles pourraient également être présentes au niveau des régions polaires des étoiles[10]. BY Draconis est également sujette à des éruptions stellaires et elle donc aussi classée en tant que variable de type UV Ceti. Au total, sa magnitude apparente peut varier entre 8,04 et 8,48[5].

BY Draconis C[modifier | modifier le code]

BY Draconis C, la troisième composante du système, est largement séparée de la paire AB par une distance angulaire de 17 secondes d'arc en date de 2015[2], ce qui correspond à une distance réelle d'environ 260 UA étant donné la distance du système à la Terre. Elle est découverte en 1997[11].

Quatrième composante ?[modifier | modifier le code]

Il pourrait exister une quatrième composante dans le système, qui présenterait une période de révolution inférieure à 1 000 jours, et qui expliquerait l'excentricité importante de l'orbite de la paire AB, mais elle n'a pas encore été confirmée visuellement[6].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c d e f g h et i (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « 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). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ a et b (en) Brian D. Mason et al., « The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog », The Astronomical Journal, vol. 122, no 6,‎ , p. 3466 (DOI 10.1086/323920, Bibcode 2001AJ....122.3466M)
  3. ↑ a et b (en) Philip C. Keenan et Raymond C. McNeil, « The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 71,‎ , p. 245 (DOI 10.1086/191373, Bibcode 1989ApJS...71..245K)
  4. ↑ a et b (en) E. A. Epps, « UBV photoelectric observations. I. Stars within 25 parasecs of the Sun. II. Stars in quasar, galaxy fields. III. Stars in Kapteyn selected areas. IV. Miscellaneous stars », Royal Observatory Bulletin, vol. 176,‎ , p. 77–115 (Bibcode 1972RGOB..176..127E)
  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)
  6. ↑ a b c d e f g h i et j (en) K.G. Hełminiak, « New high-precision orbital and physical parameters of the double-lined low-mass spectroscopic binary BY Draconis », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 419,‎ , p. 1285-1293 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2011.19785.x, Bibcode 2012MNRAS.419.1285H, arXiv 1109.5059)
  7. ↑ a et b (en) A. F. Boden et Lane, B. F., « A Preliminary Visual Orbit of BY Draconis », The Astrophysical Journal, vol. 547, no 2,‎ , p. 1071–1076 (DOI 10.1086/318394, Bibcode 2001ApJ...547.1071B, arXiv astro-ph/0001138)
  8. ↑ (en) V* BY Dra -- Variable of BY Dra type sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  9. ↑ (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « 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). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
  10. ↑ (en) B. R. Pettersen, K. Olah et W. H. Sandmann, « Longterm behaviour of starspots. II - A decade of new starspot photometry of BY Draconis and EV Lacertae », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 96, no 3,‎ , p. 497–504 (Bibcode 1992A&AS...96..497P)
  11. ↑ (en) B. Zuckerman et al., « BY Draconis is a Triple Star System », The Astronomical Journal, vol. 114,‎ , p. 805 (DOI 10.1086/118513, Bibcode 1997AJ....114..805Z)

Liens externes[modifier | modifier le code]

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