Gliese 440
| Ascension droite | 11h 45m 42,92s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | −64° 50′ 29,46″ |
| Constellation | Mouche[2] |
| Magnitude apparente | 11,50 |
Localisation dans la constellation : Mouche   | |
| Type spectral | DQ6[3] |
|---|---|
| Indice U-B | -0,59 |
| Indice B-V | +0,19 |
| Mouvement propre |
μα = 2 665,25 mas/a μδ = −346,19 mas/a |
|---|---|
| Parallaxe | 216,40 ± 2,11 mas |
| Distance |
15,1 ± 0,1 al (4,62 ± 0,05 pc) |
| Masse | 0,75 ± 0,03 M☉ |
|---|---|
| Gravité de surface (log g) | 8,27 ± 0,05 |
| Luminosité | 0,0005 L☉ |
| Température | 8 500 ± 300 K |
| Âge | (comme naine blanche) 1,44x109 a |
Autres désignations
GJ 440 (également connue sous la désignation WD 1142-645) est une étoile naine blanche située à 15 années-lumière de la Terre[4] 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[5].
GJ 440 possède seulement 75 % de la masse du Soleil[6], mais elle est le reste d'une étoile massive de la séquence principale qui avait une masse estimée à 4,4 masses solaires[7]. Quand elle était dans la séquence principale, c'était probablement une étoile de type spectral B (dans la plage B4-B9)[8]. 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 superficielle est d'environ 8 500 K. Selon ses caractéristiques physiques, son âge — en tant que naine blanche — est évalué à 1,44 milliards d'années.
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[3].
Déplacement[modifier | modifier le code]
GJ 440 est peut-être un membre du courant d'étoiles Wolf 219, qui a sept membres probables. Ces étoiles partagent un mouvement similaire dans l'espace, ce qui peut indiquer une origine commune[9]. Ce groupe a une vitesse spatiale estimée à 160 km/s et parcourt une orbite hautement excentrique à travers la Voie lactée[10].
Références[modifier | modifier le code]
- (en) Gliese 440 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- « Constellation boundaries », Centre de Données astronomiques de Strasbourg (consulté le 18 novembre 2007)
- 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, lire en ligne)
- 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, lire en ligne)
- Kawaler, S.; Dahlstrom, M., « White Dwarf Stars », American Scientist, vol. 88, no 6, , p. 498 (lire en ligne)
- P. Bergeron, S. K. Leggett, and María Teresa Ruiz, « Photometric and Spectroscopic Analysis of Cool White Dwarfs with Trigonometric Parallax Measurements », Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 133, no 2, , p. 413–449 (DOI 10.1086/320356, lire en ligne)
- 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, , p. L41–L45 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2002.05417.x, lire en ligne)
- Lionel Siess, « Computation of Isochrones », Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles, (consulté le 17 novembre 2007)
- Eggen, O. J.; Greenstein, J. L., « Spectra, colors, luminosities, and motions of the white dwarfs », Astrophysical Journal, vol. 141, , p. 83-108 (lire en ligne) — voir tableau 5
- Bell, R. A., « Observations of some southern white dwarfs », The Observatory, vol. 82, , p. 68-71 (lire en ligne)
