HR 178
| Ascension droite | 00h 41m 36,0370s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | +24° 37′ 44,43″[1] |
| Constellation | Andromède |
| Magnitude apparente | 6,046[2] |
Localisation dans la constellation : Andromède   | |
| Type spectral | kA5hF1mF2[3] |
|---|---|
| Indice B-V | 0,287[2] |
| Variabilité | Suspectée[4] |
| Vitesse radiale | −15,60 ± 0,9 km/s[5] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = 106,272 ± 0,499 mas/a[1] μδ = −12,324 ± 0,306 mas/a[1] |
| Parallaxe | 8,096 3 ± 0,263 0 mas[1] |
| Distance |
400 ± 10 al (124 ± 4 pc) |
| Masse | 2,44 M☉[6] |
|---|---|
| Rayon | 3,82 R☉[1] |
| Gravité de surface (log g) | 3,80 ± 0,14[7] |
| Luminosité | 45 L☉[1] |
| Température | 7 800 ± 200 K[7] |
| Métallicité | 0,53 ± 0,13[7] |
| Rotation | 18 km/s[3] |
| Demi-grand axe (a) | 0,126 UA[8] |
|---|---|
| Excentricité (e) | 0,5[8] |
| Période (P) | 21,26 a[8] |
Désignations
HR 178 est une étoile binaire (suspectée) de la constellation d'Andromède. Située à environ 124 parsecs (400 années-lumière) de la Terre, c'est une étoile Am[9] avec une magnitude apparente combinée de 6,046, ce qui signifie qu'elle ne peut être vu à l'œil nu que dans de bonnes conditions. L'étoile est soupçonnée d'avoir une variabilité, variant peut-être entre les magnitudes 6,04 et 6,06[4]. La période de variabilité pour la magnitude est d'environ 9,17 minutes[10].
Spectre[modifier | modifier le code]
Le spectre d'HR 178 a été largement étudié pour établir l'abondance des éléments dans les étoiles Am évoluées. On lui donne type spectral de type kA5hF1mF2, ce qui signifie que son type spectral est A5, F1 ou F2, selon les raies spectrales particulièrement examinées. Le stade évolutif de l'étoile, et sa masse déterminée par comparaison avec les trajectoires d'évolution théoriques, ne sont pas déterminés avec précision. Cependant, elle est très proche de la fin de la séquence principale et la marge d'erreur de sa masse n'est que d'environ 0,1 M☉[9].
Système[modifier | modifier le code]
HR 178 est soupçonnée d'être une étoile binaire depuis 1938, data à laquelle son spectre a été interprété comme étant composite[11]. La paire a été résolue à l'aide de l'interférométrie des tavelures en 1983[12]. Le compagnon est modélisé pour être entre 1,5 et 3 en magnitude (apparente), plus faible que l'étoile primaire[13]. Bien qu'il y ait eu depuis plusieurs tentatives infructueuses pour résoudre la paire, une orbite provisoire a été calculée avec une période orbitale de 21,26 et une excentricité orbitale de 0,5[8].
Références[modifier | modifier le code]
- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « HR 178 » (voir la liste des auteurs).
- (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, lire en ligne)
- (en) E. Høg, C. Fabricius, V. V. Makarov, S. Urban, T. Corbin, G. Wycoff, U. Bastian, P. Schwekendiek et A. Wicenec, « The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 355, , L27–L30 (Bibcode 2000A&A...355L..27H)
- (en) Helmut A. Abt et Nidia I. Morrell, « The Relation between Rotational Velocities and Spectral Peculiarities among A-Type Stars », The Astronomical Journal Supplement Series, vol. 99, , p. 135 (DOI 10.1086/192182, Bibcode 1995ApJS...99..135A, lire en ligne)
- (en) VSX, « NSV 258 », aavso.org, (lire en ligne, consulté le )
- (en) G. A. Gontcharov, « Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system », Astronomy Letters, vol. 32, no 11, , p. 759–771 (DOI 10.1134/S1063773706110065, Bibcode 2006AstL...32..759G, arXiv 1606.08053, S2CID 119231169)
- (en) A. Hui-Bon-Hoa, « Metal abundances of field A and Am stars », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 144, no 2, , p. 203–209 (ISSN 0365-0138, DOI 10.1051/aas:2000207, Bibcode 2000A&AS..144..203H, S2CID 123151702, lire en ligne)
- (en) Caroline Soubiran et al., « The PASTEL catalogue: 2016 version », Astronomy & Astrophysics, vol. 591, , article no A118 (DOI 10.1051/0004-6361/201628497, Bibcode 2016A&A...591A.118S, arXiv 1605.07384, S2CID 119258214)
- (en) O. Yu. Malkov, V. S. Tamazian, J. A. Docobo et D. A. Chulkov, « Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries », Astronomy & Astrophysics, vol. 546, , p. 5 (DOI 10.1051/0004-6361/201219774, Bibcode 2012A&A...546A..69M, lire en ligne)
- (en) C. Burkhart, M. F. Coupry, R. Faraggiana et M. Gerbaldi, « The field Am and ρ Puppis-like stars: Lithium and heavier elements », Astronomy & Astrophysics, vol. 429, no 3, , p. 1043 (DOI 10.1051/0004-6361:20040467, Bibcode 2005A&A...429.1043B, lire en ligne)
- (en) François Chagnon, « Searching for northern roap stars: the UBC-OAN photometric survey », University of British Columbia, (DOI 10.14288/1.0099308, S2CID 124888408, lire en ligne)
- (en) J. A. Hynek, « A survey of stars with composite spectra », Contributions of Perkins Observatory, vol. 1, no 10, (Bibcode 1938CoPer...1...10H)
- (en) H. A. McAlister, E. M. Hendry, W. I. Hartkopf, B. G. Campbell et F. C. Fekel, « Speckle interferometric measurements of binary stars. VIII », The Astronomical Journal Supplement Series, vol. 51, , p. 309 (DOI 10.1086/190851, Bibcode 1983ApJS...51..309M)
- (en) D. Bonneau, J. M. Carquillat et J. L. Vidal, « Observations d'etoiles doubles par interferometrie des tavelures AU T2m du PIC du Midi », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 58, , p. 729 (Bibcode 1984A&AS...58..729B)
Liens externes[modifier | modifier le code]
- Ressource relative à l'astronomie :
