HD 15115

HD 15115
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Disque de débris entourant HD 15115.
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 02h 26m 16,24577s[1]
Déclinaison +06° 17′ 33,1880″[1]
Constellation Baleine
Magnitude apparente 6,76[2]

Localisation dans la constellation : Baleine

(Voir situation dans la constellation : Baleine)
Caractéristiques
Type spectral F4IV[3] ou F2V[4]
Indice U-B −0,03[2]
Indice B-V +0,39[2]
Astrométrie
Vitesse radiale 0,81 ± 0,12 km/s[5]
Mouvement propre μα = +88,030 mas/a[1]
μδ = −50,515 mas/a[1]
Parallaxe 20,406 5 ± 0,041 8 mas[1]
Distance 159,8 ± 0,3 a.l. (∼ 49 pc)
Caractéristiques physiques
Masse 1,19 M☉[6]
Rayon 1,39 ± 0,06 R☉[1]
Gravité de surface (log g) 4,30[6]
Luminosité 3,74 ± 0,01 L☉[1]
Température 6 811+148
−152 K[1]
Métallicité 0,96[6]
Rotation 89,8 km/s[7]
Âge 500 Ma[8]

Désignations

BD+05°338, HD 15115, HIP 11360, SAO 110532, WDS J02263 +0618A[9]

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HD 15115 est une étoile unique[10] de la constellation de la Baleine. Elle est facilement visible aux jumelles ou à un petit télescope, mais elle est considérée comme trop faible pour être vu à l’œil nu à une magnitude apparente de 6,76[2]. La distance cette étoile est de 160 années-lumière sur la base de la parallaxe[1], et il s’éloigne lentement à une vitesse radiale d’environ 1 km/s[5]. Il a été proposé comme membre du groupe mouvant de Beta Pictoris[11] ou de l’association Toucan-Horloge des étoiles co-mobiles (il existe une certaine ambiguïté quant à sa véritable appartenance)[12].

Cet objet a un type spectral F4IV, ce qui suggère qu’il s’agit d’une étoile sous-géante vieillissante qui a épuisé la réserve d’hydrogène dans son noyau. MacGregor et al. (2015) la classent plutôt comme une jeune étoile jaune-blanc de la séquence principale avec un type spectral F2V[4]. Les estimations de l’âge donnent une valeur de 500 millions d’années, tandis que l’appartenance au groupe mouvant de Beta Pictoris indiquerait un âge d’environ 21 ± 4 millions d’années[4]. Elle a 1,19 fois la masse du Soleil[6], 1,39 fois le rayon du Soleil[1], et a un taux de rotation relativement élevé avec une vitesse de rotation projetée de 90 km/s[7]. L’étoile rayonne 3,74 fois la luminosité du Soleil[1] à partir de sa photosphère à une température effective de 6 811 K[1]. Sa métallicité — l’abondance d’éléments autres que l’hydrogène et l’hélium — est presque la même que dans le Soleil[6].

Il a été démontré qu'HD 15115 était entouré d’un disque de débris asymétrique, qui est vu presque de face. On pense que la raison de l’asymétrie est soit l’attraction gravitationnelle d’une étoile de passage (HIP 12545), soit une exoplanète, soit l’interaction avec le milieu interstellaire local[13]. Un compagnon visuel de magnitude 11,35 se trouve à une séparation angulaire de 12,6" le long d’un angle de position de 195°, à partir de 2015[11].

Références

  1. ↑ a b c d e f g h i j k et l (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).
  2. ↑ a b c et d (en) T. Oja, « UBV photometry of FK4 and FK4 supplement stars », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 52,‎ , p. 131 (Bibcode 1983A&AS...52..131O)
  3. ↑ (en) E. A. Harlan, « MK classification for F- and G-type stars. III », The Astronomical Journal, vol. 79,‎ , p. 682 (DOI 10.1086/111597, Bibcode 1974AJ.....79..682H)
  4. ↑ a b et c (en) Meredith A. MacGregor et al., « Resolved Millimeter Emission from the HD 15115 Debris Disk », The Astronomical Journal, vol. 801, no 1,‎ , p. 8 (DOI 10.1088/0004-637X/801/1/59, Bibcode 2015ApJ...801...59M, arXiv 1501.05962, S2CID 118407532)
  5. ↑ a et b (en) S. Desidera et al., « The VLT/NaCo large program to probe the occurrence of exoplanets and brown dwarfs in wide orbits. I. Sample definition and characterization », Astronomy & Astrophysics, vol. 573,‎ , p. 45, article no A126 (DOI 10.1051/0004-6361/201323168, Bibcode 2015A&A...573A.126D, arXiv 1405.1559, S2CID 55486025)
  6. ↑ a b c d et e (en) R. Earle Luck, « Abundances in the Local Region. III. Southern F, G, and K Dwarfs », The Astronomical Journal, vol. 155, no 3,‎ , p. 31 (DOI 10.3847/1538-3881/aaa9b5, Bibcode 2018AJ....155..111L, S2CID 125765376)
  7. ↑ a et b (en) Theodor Pribulla et al., « Cerro Armazones spectroscopic survey of F dwarfs », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 443, no 3,‎ , p. 2815–2823 (DOI 10.1093/mnras/stu1333, Bibcode 2014MNRAS.443.2815P)
  8. ↑ (en) G. Decin et al., « Age Dependence of the Vega Phenomenon: Observations », The Astronomical Journal, vol. 598, no 1,‎ , p. 636-644 (DOI 10.1086/378800, Bibcode 2003ApJ...598..636D, arXiv astro-ph/0308294, S2CID 16751327)
  9. ↑ (en) HD 15115 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  10. ↑ (en) David R. Rodriguez et B. Zuckerman, « Binaries among Debris Disk Stars », The Astronomical Journal, vol. 745, no 2,‎ , p. 13 (DOI 10.1088/0004-637X/745/2/147, Bibcode 2012ApJ...745..147R, arXiv 1111.5618, S2CID 73681879)
  11. ↑ a et b (en) F. J. Alonso-Floriano et al., « Reaching the boundary between stellar kinematic groups and very wide binaries. III. Sixteen new stars and eight new wide systems in the β Pictoris moving group », Astronomy & Astrophysics, vol. 583,‎ , p. 24, article no A85 (DOI 10.1051/0004-6361/201526795, Bibcode 2015A&A...583A..85A, arXiv 1508.06929, S2CID 3131908)
  12. ↑ (en) Lison Malo et al., « Bayesian Analysis to Identify New Star Candidates in Nearby Young Stellar Kinematic Groups », The Astronomical Journal, vol. 762, no 2,‎ , p. 50 (DOI 10.1088/0004-637X/762/2/88, Bibcode 2013ApJ...762...88M, arXiv 1209.2077, S2CID 118497872)
  13. ↑ (en) J. H. Debes et al., « Interstellar Medium Sculpting of the Hd 32297 Debris Disk », The Astronomical Journal, vol. 702, no 1,‎ , p. 318-326 (DOI 10.1088/0004-637X/702/1/318, Bibcode 2009ApJ...702..318D, arXiv 0908.4368, S2CID 15303091)

Liens externes

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

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