Gliese 440
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| Ascension droite | 11h 45m 42,91693s[2] |
|---|---|
| Déclinaison | −64° 50′ 29,4620″[2] |
| Constellation | Mouche[3] |
| Magnitude apparente | 11,513[4] |
Localisation dans la constellation : Mouche   | |
| Stade évolutif | naine blanche |
|---|---|
| Type spectral | DQ6[5] |
| Indice U-B | −0,645[4] |
| Indice B-V | +0,212[4] |
| Mouvement propre |
μα = +2 661,640 mas/a[2] μδ = −344,933 mas/a[2] |
|---|---|
| Parallaxe | 215,675 3 ± 0,018 1 mas[2] |
| Distance | 4,636 6 ± 0,000 3 pc (∼15,1 al)[6] |
| Magnitude absolue | +13,20[4] |
| Masse | 0,56 ± 0,08 M☉[7] |
|---|---|
| Rayon | 0,012 7 ± 0,000 3 R☉[7] |
| Gravité de surface (log g) | 7,983 ± 0,016[7] |
| Luminosité | 0,000 5 L☉ |
| Température |
7 837+87 −82 K[7] |
| Âge | (comme naine blanche) 1,15 ± 0,04 Ga[7] |
Désignations
Gliese 440 (GJ 440), également connue sous les désignations de WD 1142-645 ou encore de LAWD 37, est une étoile naine blanche située à 15,1 années-lumière de la Terre[8] dans la constellation de la Mouche.
Propriétés
[modifier | modifier le code]Les naines blanches ne produisent plus d'énergie dans leur cœur par fusion nucléaire, et à la place elles rayonnent continuellement leur chaleur résiduelle. GJ 440 a un type spectral DQ, indiquant qu'il s'agit d'un type rare de naine blanche qui montre la présence de carbone atomique ou moléculaire dans son spectre[9].
Gliese 440 est le reste d'une étoile massive de la séquence principale qui avait une masse estimée à 4,4 masses solaires[10]. Quand elle était dans la séquence principale, c'était probablement une étoile de type spectral B (dans la plage B4-B9)[11]. La plus grande partie de la masse initiale de l'étoile fut expulsée lors de son passage par le stade branche asymptotique des géantes, juste avant de devenir une naine blanche. Sa température de surface est d'environ 7 840 K. Selon ses caractéristiques physiques, son âge — en tant que naine blanche — est évalué à 1,2 milliard d'années[7].
En 2019, Gliese 440 est passée directement devant une étoile plus lointaine, créant un phénomène de microlentille gravitationnelle. Cet événement a été observé par le télescope spatial Hubble, ce qui a permis à sa masse d'être directement mesurée comme valant 0,56 ± 0,08 masse solaire. Cela correspond bien à la gamme de masses attendues pour une naine blanche à carbone et à oxygène. Il s'agissait de la seconde fois que la masse d'une naine blanche a été mesurée par microlentille gravitationnelle, après Stein 2051 B[7].
Recherche de compagnons
[modifier | modifier le code]Un examen avec le télescope spatial Hubble n'a pas révélé de compagnon en orbite, au moins dans la limite de détection[5].
Cinématique
[modifier | modifier le code]GJ 440 est peut-être un membre du courant d'étoiles de Wolf 219, qui a sept membres probables. Ces étoiles partagent un mouvement similaire dans l'espace, ce qui peut indiquer une origine commune[12]. Ce groupe a une vitesse spatiale estimée à 160 km/s et parcourt une orbite hautement excentrique à travers la Voie lactée[13].
Références
[modifier | modifier le code]- ↑ (en) « LAWD 37 », sur esahubble.org, (consulté le )
- (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.
- ↑ « Constellation boundaries », Centre de Données astronomiques de Strasbourg (consulté le )
- (en) C. Koen et al., « UBV(RI)C JHK observations of Hipparcos-selected nearby stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 403, no 4, , p. 1949-1968 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2009.16182.x, Bibcode 2010MNRAS.403.1949K)
- (en) Daniel J. Schroeder et al., « A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2 », The Astronomical Journal, vol. 119, no 2, , p. 906–922 (DOI 10.1086/301227, Bibcode 2000AJ....119..906S)
- (en) LAWD 37 -- White Dwarf sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en) P. McGill, J. Anderson, S. Casertano et K. C. Sahu, « First semi-empirical test of the white dwarf mass-radius relationship using a single white dwarf via astrometric microlensing », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 520, no 1, , p. 259–280 (DOI 10.1093/mnras/stac3532
)
- ↑ (en) Henry, Todd J.; Walkowicz, Lucianne M.; Barto, Todd C.; Golimowski, David A., « The Solar Neighborhood. VI. New Southern Nearby Stars Identified by Optical Spectroscopy », The Astronomical Journal, vol. 123, no 4, , p. 2002–2009 (DOI 10.1086/339315, Bibcode 2002AJ....123.2002H)
- ↑ (en) Kawaler, S.; Dahlstrom, M., « White Dwarf Stars », American Scientist, vol. 88, no 6, , p. 498 (lire en ligne)
- ↑ (en) Burleigh, M. R.; Clarke, F. J.; Hodgkin, S. T., « Imaging planets around nearby white dwarfs », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 331, no 4, , L41–L45 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2002.05417.x, Bibcode 2002MNRAS.331L..41B)
- ↑ (en) Lionel Siess, « Computation of Isochrones », Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles, (consulté le )
- ↑ (en) Eggen, O. J.; Greenstein, J. L., « Spectra, colors, luminosities, and motions of the white dwarfs », Astrophysical Journal, vol. 141, , p. 83-108 (Bibcode 1965ApJ...141...83E) — voir tableau 5
- ↑ (en) Bell, R. A., « Observations of some southern white dwarfs », The Observatory, vol. 82, , p. 68-71 (Bibcode 1962Obs....82...68B)
Voir aussi
[modifier | modifier le code]Articles connexes
[modifier | modifier le code]Liens externes
[modifier | modifier le code]- (en) Gliese 440 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
