Gliese 380

Gliese 380
Groombridge 1618
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 10h 11m 22,13995s[1]
Déclinaison +49° 27′ 15,2510″[1]
Constellation Grande Ourse
Magnitude apparente 6,61

Localisation dans la constellation : Grande Ourse

(Voir situation dans la constellation : Grande Ourse)
Caractéristiques
Type spectral K6VeFe-1[2]
Indice U-B +1,28
Indice B-V +1,38
Variabilité Étoile éruptive
Astrométrie
Vitesse radiale −25,916 ± 0,002 km/s[3]
Mouvement propre μα = −1 363,287 mas/a[1]
μδ = −505,770 mas/a[1]
Parallaxe 205,314 8 ± 0,022 4 mas[1]
Distance 4,870 5 ± 0,000 5 pc (∼15,9 al)[4]
Magnitude absolue +8,17
Caractéristiques physiques
Masse 0,64 M☉
Rayon 0,50 R☉
Gravité de surface (log g) 4,5
Luminosité 0,046 L☉
Température 4 000 K
Métallicité 191 % du Soleil
Rotation 0,9-2,9 km/s
Âge 109 a

Désignations

GJ 380, Gmb 1618, BD+50°1725, HD 88230, HIP 49908, IRAS 10082 +4942, LFT 696, LHS 280, LTT 12732, SAO 43223, WDS J10114 +4927A[4]

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Gliese 380 (ou Groombridge 1618) est une étoile de la constellation de la Grande Ourse. Elle est relativement proche de la Terre, à une distance de ∼ 15,9 a.l. (∼ 4,87 pc)[5],[1]. C'est une naine orange de type spectral K6 Ve Fe-1[2].

Cette étoile a un mouvement propre relativement élevé sur le fond du ciel, ce qui en a fait une candidate précoce pour une mesure de parallaxe. En 1884, la parallaxe fut évaluée à 0,322″ ± 0,023″ (ce qui est plus élevé que la valeur moderne de 0,205″)[6].

C'est une étoile éruptive ayant un comportement similaire à UV Ceti. La chromosphère s'est révélée active et possède des taches stellaires comparables aux taches solaires. Elle possède une plus grande luminosité que la plupart des étoiles éruptives, qui sont ordinairement des naines rouges, mais est moins active. Le niveau d'activité indique peut-être qu'il s'agit d'une étoile encore jeune.

La recherche d'un excès d'émission en infrarouge avec le télescope spatial ISO s'est révélée négative, impliquant que Groombridge 1618 ne possède pas de disque de poussières (comme Véga)[7]. Si cette étoile possède une compagne, des mesures astrométriques permettent de fixer une limite supérieure comprise entre 3 et 12 fois la masse de Jupiter pour un tel objet hypothétique (pour des périodes orbitales allant de 5 à 50 ans)[8].

Voir également

Références

  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 et b (en) Philip C. Keenan et Raymond C. McNeil, « The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 71,‎ , p. 245 (DOI 10.1086/191373, Bibcode 1989ApJS...71..245K)
  3. ↑ (en) C. Soubiran et al., « Gaia Data Release 2. The catalogue of radial velocity standard stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , p. 8, article no A7 (DOI 10.1051/0004-6361/201832795, Bibcode 2018A&A...616A...7S, arXiv 1804.09370)
  4. ↑ a et b (en) HD 88230 -- Eruptive Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  5. ↑ (en-US) ]0"The 100 nearest star systems", Research Consortium on Nearby Stars (consulté le 14 juillet 2018)
  6. ↑ (en) Robert S. Ball, « On the Annual Parallax of Groombridge 1618 », Dunsink Observatory Publications, vol. 5, no 2,‎ , p. 187-217 (lire en ligne).
  7. ↑ (en) R.J. Laureijs et al., « A 25 micron search for Vega-like disks around main-sequence stars with ISO », Astronomy & Astrophysics, vol. 387,‎ , L285-L293 (lire en ligne, consulté le ).
  8. ↑ (en-US) Hershey, J. L.; Borgman, E. R., « Upper Limits on the Mass of a Dark Companion of Groombridge 1618 from the 40-year Sproul Plate Series », Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 10,‎ , p. 630 (lire en ligne).

Liens externes