17 Eridani

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Ne doit pas être confondu avec ν (Nu) Eridani, ni avec V Eridani.

17 Eridani
v Eridani
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 03h 30m 37,058s[1]
Déclinaison −05° 04′ 30,52″[1]
Constellation Éridan
Magnitude apparente 4,73[2]

Localisation dans la constellation : Éridan

(Voir situation dans la constellation : Éridan)
Caractéristiques
Stade évolutif séquence principale[3]
Type spectral B9III[4] ou B9Vs[5]
Indice U-B −0,27[2]
Indice B-V −0,09[2]
Indice R-I −0,08[2]
Astrométrie
Vitesse radiale +15,0 ± 4,2 km/s[6]
Mouvement propre μα = +14,23 mas/a[1]
μδ = +7,27 mas/a[1]
Parallaxe 8,07 ± 0,20 mas[1]
Distance 400 ± 10 al
(124 ± 3 pc)
Magnitude absolue −0,72[6]
Caractéristiques physiques
Masse 3,55 ± 0,04 M☉[3]
Rayon 3,2 R☉[7]
Gravité de surface (log g) 3,603 ± 0,017[8]
Luminosité 267,9+15,2
−14,4 L☉[3]
Température 11 143 ± 51 K[3]
Rotation 86 km/s[3]
Âge 178+10
−9 Ma[9]

Désignations

v Eri, 17 Eri, HR 1070, HD 21790, HIP 16341, BD-05°674, FK5 1097, SAO 130528[10]

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17 Eridani (en abrégé 17 Eri) est une étoile de la constellation de l'Éridan. Elle porte également la désignation de Bayer de v Eridani, 17 Eridani étant sa désignation de Flamsteed. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,73[2]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Hipparcos, l'étoile est distante d'environ ∼ 400 a.l. (∼ 123 pc) de la Terre[1]. Elle s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale héliocentrique d'environ +15 km/s[6].

Houk et Swift (1999) ont classé 17 Eridani comme une géante bleue de type spectral B9III[4], tandis que Cowley et al. (1969) l'ont classé comme une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B9Vs[5]. Les modèles d'évolution stellaire suggèrent qu'elle est sur la séquence principale[3], ce qui indique qu'elle génère son énergie par la fusion de l'hydrogène dans son cœur. L'étoile est âgée autour de 178 millions d'années[9] et elle est 3,55 fois plus massive que le Soleil[3]. Son rayon est 3,2 fois plus grand que le rayon solaire[7], elle est 268 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 11 143 K[3]. Il existe une émission de rayons X située aux mêmes coordonnées que l'étoile, et qui pourraient être émis par un compagnon non résolu[8].

Notes et références

  1. ↑ a b c d e et f (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
  2. ↑ a b c d et e (en) D. Hoffleit et W. H. 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 et h (en) J. Zorec et F. Royer, « Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities », Astronomy & Astrophysics, vol. 537,‎ , article no A120 (DOI 10.1051/0004-6361/201117691, Bibcode 2012A&A...537A.120Z, arXiv 1201.2052)
  4. ↑ a et b (en) Nancy Houk et C. Swift, Michigan Catalogue of Two-dimensional Spectral Types for the HD Stars, vol. 5, Ann Arbor, Michigan, États-Unis, Département d'astronomie de l'université du Michigan, (Bibcode 1999MSS...C05....0H)
  5. ↑ a et b (en) A. Cowley et al., « A study of the bright A stars. I. A catalogue of spectral classifications », The Astronomical Journal, vol. 74,‎ , p. 375–406 (DOI 10.1086/110819, Bibcode 1969AJ.....74..375C)
  6. ↑ a b et c (en) E. Anderson et Ch. Francis, « XHIP: An extended Hipparcos compilation », Astronomy Letters, vol. 38, no 5,‎ , p. 331 (DOI 10.1134/S1063773712050015, Bibcode 2012AstL...38..331A, arXiv 1108.4971)
  7. ↑ a et b (en) L. E. Pasinetti Fracassini et al., « Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) - Third edition - Comments and statistics », Astronomy & Astrophysics, vol. 367, no 2,‎ , p. 521–24 (DOI 10.1051/0004-6361:20000451, Bibcode 2001A&A...367..521P, arXiv astro-ph/0012289)
  8. ↑ a et b (en) Wenjin Huang, D. R. Gies et M. V. McSwain, « A Stellar Rotation Census of B Stars: From ZAMS to TAMS », The Astrophysical Journal, vol. 722, no 1,‎ , p. 605–619 (DOI 10.1088/0004-637X/722/1/605, Bibcode 2010ApJ...722..605H, arXiv 1008.1761)
  9. ↑ a et b (en) S. Hubrig et al., « Search for low-mass PMS companions around X-ray selected late B stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 372,‎ , p. 152–164 (DOI 10.1051/0004-6361:20010452, Bibcode 2001A&A...372..152H, arXiv astro-ph/0103201)
  10. ↑ (en) * v Eri -- Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.

Liens externes