Aller au contenu

HD 21278

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
HD 21278 A / B
HR 1034
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 03h 28m 03,070 76s[1]
Déclinaison +49° 03′ 46,325 8″[1]
Constellation Persée
Magnitude apparente 4,98[2]

Localisation dans la constellation : Persée

(Voir situation dans la constellation : Persée)
Caractéristiques
Stade évolutif séquence principale[3]
Type spectral B5V[2] / B9[3]
Indice U-B −0,56[2]
Indice B-V −0,09[2]
Indice R-I −0,10[2]
Astrométrie
Vitesse radiale +0,19 ± 0,19 km/s[3]
Mouvement propre μα = +22,754 mas/a[1]
μδ = −25,649 mas/a[1]
Parallaxe 5,677 5 ± 0,124 8 mas[1]
Distance 176,1 ± 3,9 pc (∼574 al)[4]
Magnitude absolue −1,49[5]
Caractéristiques physiques
Masse 5,381 ± 0,084 M☉[3] / 3,353 ± 0,064 M☉[3]
Rayon 3,75 ± 0,09 R☉[3]
Gravité de surface (log g) 4,152 ± 0,113[6]
Luminosité 940 L☉[5]
Température 16 750 K[3] / 11 120 K[3]
Métallicité [Fe/H] = 0,00[7]
Rotation 53,4 ± 0,3 km/s[3] / 9,3 ± 0,1 km/s[3]
Âge 49,5 ± 6,0 Ma[3]
Composants stellaires
Composants stellaires HD 21278 A, HD 21278 B
Orbite
Compagnon HD 21278 B[3]
Demi-grand axe (a) 1,758 20 ± 0,003 77 mas
Excentricité (e) 0,138 43 ± 0,000 10
Période (P) 21,685 415 ± 0,000 035 j
Inclinaison (i) 148,938 ± 0,030°
Argument du périastre (ω) 89,946 ± 0,049°
Longitude du nœud ascendant (Ω) 85,725 ± 0,049°
Époque du périastre (τ) 46 714,031 ± 0,022 MJD
Demi-amplitude (K1) 31,45 ± 0,31 km/s
Demi-amplitude (K2) 50,47 ± 0,31 km/s

Désignations

HD 21278, HIP 16147, HR 1034, BD+48°920, GC 4108, SAO 38849[4]

modifier

HD 21278, également désignée HR 1034, est une étoile binaire de la constellation boréale de Persée. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente combinée de 4,98[2]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, le système est distant d'environ ∼ 570 a.l. (∼ 175 pc) de la Terre[1]. Il est membre de l'amas ouvert d'Alpha Persei[8].

HD 21278 est une binaire spectroscopique à raies doubles avec une période orbitale de 21,685 jours et une excentricité de 0,138[3]. La nature binaire du système est mise en évidence pour la première fois par Otto Struve en 1925[9]. Il est âgé d'environ 50 millions d'années[3].

La composante primaire, désignée HD 21278 A, est une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B5V[2],[3], ce qui indique qu'elle génère son énergie par la fusion de l'hydrogène dans son noyau. Elle est 5,4 fois plus massive que le Soleil et son rayon est 3,8 fois plus grand que le rayon solaire[3]. Elle est 940 fois plus lumineuse que le Soleil[5] et sa température de surface est de 16 750 K[3].

La composante secondaire, HD 21278 B, est une autre étoile bleu-blanc de la séquence principale mais un peu moins massive et moins chaude, de type B9. Elle fait 3,4 fois la masse du Soleil et sa température de surface est de 11 120 K. Les deux étoiles tournent assez lentement sur elles-mêmes pour des étoiles de type B (respectivement à des vitesses de rotation projetées de 53 et 9 km/s), ce qui indique qu'elles se sont ralenti toutes les deux par effet de marée, probablement lors de la phase de la pré-séquence principale[3].

Notes et références

[modifier | modifier le code]
  1. ↑ a b c d e et f (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.
  2. ↑ a b c d e f et g (en) D. Hoffleit et W. H. Jr. Warren, « Bright Star Catalogue, 5e éd. », Catalogue de données en ligne VizieR : V/50. Publié à l'origine dans : 1964BS....C......0H, vol. 5050,‎ (Bibcode 1995yCat.5050....0H).
  3. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q et r (en) Christopher A. Danner et al., « Precise Age for the Binary HD 21278 in the Young α Persei Cluster », The Astrophysical Journal, vol. 988, no 1,‎ , article no 113 (DOI 10.3847/1538-4357/ade0bb, Bibcode 2025ApJ...988..113D, arXiv 2506.08241).
  4. ↑ a et b (en) HD 21278 -- Spectroscopic Binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  5. ↑ a b et c (en) J. Silaj et J. D. Landstreet, « Accurate age determinations of several nearby open clusters containing magnetic Ap stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 566,‎ , article no A132 (DOI 10.1051/0004-6361/201321468, Bibcode 2014A&A...566A.132S, arXiv 1407.4531).
  6. ↑ (en) Trevor J. David et Lynne A. Hillenbrand, « The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets », The Astrophysical Journal, vol. 804, no 2,‎ , p. 146 (DOI 10.1088/0004-637X/804/2/146, Bibcode 2015ApJ...804..146D, arXiv 1501.03154).
  7. ↑ (en) G. A. Gontcharov, « Dependence of kinematics on the age of stars in the solar neighborhood », Astronomy Letters, vol. 38, no 12,‎ , p. 771–782 (DOI 10.1134/S1063773712120031, Bibcode 2012AstL...38..771G, arXiv 1606.08814).
  8. ↑ (en) Nidia Morrell et Helmut A. Abt, « Spectroscopic binaries in the Alpha Persei cluster », The Astrophysical Journal, Part 1, vol. 393, no 2,‎ , p. 666–673 (DOI 10.1086/171534 Accès libre, Bibcode 1992ApJ...393..666M).
  9. ↑ (en) O. Struve, « Twelve new spectroscopic binaries », The Astrophysical Journal, vol. 62,‎ , p. 434 (DOI 10.1086/142944 Accès libre, Bibcode 1925ApJ....62..434S).

Liens externes

[modifier | modifier le code]
Ce document provient de « https://fr.wikipedia.org/w/index.php?title=HD_21278&oldid=232405490 ».