24 Canum Venaticorum

24 Canum Venaticorum
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 13h 34m 27,259s[1]
Déclinaison +49° 00′ 57,51″[1]
Constellation Chiens de chasse
Magnitude apparente 4,68[2]

Localisation dans la constellation : Chiens de chasse

(Voir situation dans la constellation : Chiens de chasse)
Caractéristiques
Type spectral A4V[3]
Indice U-B +0,12[4]
Indice B-V +0,11[4]
Indice R-I +0,02[4]
Variabilité suspectée[5]
Astrométrie
Vitesse radiale −18,3 ± 2,8 km/s[6]
Mouvement propre μα = −128,38 mas/a[1]
μδ = +28,05 mas/a[1]
Parallaxe 18,09 ± 0,19 mas[1]
Distance 180 ± 2 al
(55,3 ± 0,6 pc)
Magnitude absolue +0,97[2]
Caractéristiques physiques
Masse 1,74 M☉[7]
Rayon 1,90 R☉[8]
Gravité de surface (log g) 3,97[7]
Luminosité 40,8 +1,1
−1,0 L☉[9]
Température 8 285 ± 282 K[7]
Rotation 159 km/s[9]
Âge 310 × 106 a[7]

Désignations

24 CVn, HR 5112, HD 118232, HIP 66234, BD+49°2227, FK5 3083, GC 18356, NSV 6322, SAO 44668[10]

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24 Canum Venaticorum (en abrégé 24 CVn) est la troisième étoile la plus brillante de la constellation boréale des Chiens de chasse. Elle est située à la limite avec la constellation voisine de la Grande Ourse, et à quelques degrés de sa brillante étoile Alkaïd (η UMa). L'étoile est visible à l’œil nu avec une magnitude apparente de +4,68[2]. Elle est distante d'environ ∼ 277 a.l. (∼ 84,9 pc) du Soleil[1] et elle s'en rapproche avec une vitesse radiale héliocentrique de −18 km/s[6].

Propriétés

24 Canum Venaticorum est une étoile blanche de la séquence principale de type spectral A4V[3], âgée de 310 millions d'années[7]. C'est une étoile à enveloppe, avec des raies d'absorption qui apparaissent élargies en raison de sa rotation rapide[11]. Elle tourne en effet sur elle-même avec une vitesse de rotation projetée de 159 km/s[9], ce qui lui donne une forme aplatie (oblate). Elle possède un bourrelet équatorial qu'on estime être 7 % plus grand que son rayon polaire[12].

24 Canum Venaticorum est 1,74 fois plus massive que le Soleil[7] et 1,9 fois plus grande que l'étoile du Système solaire[8]. Elle est 41 fois plus lumineuse que le Soleil[9] et sa température de surface est de 8 285 K[7]. C'est une étoile variable suspectée, avec une amplitude de 0,1 magnitude[5]. Elle ne possède pas de compagnon stellaire connu[13].

Disque de débris

24 Canum Venaticorum présente un excès d'émission dans l'infrarouge significatif à des longueurs d'onde de 24 et 70 μm, ce qui est caractéristique de la présence d'un disque de débris circumstellaire[11]. Cette signature indique que le disque possède une température de corps noir de 464 K et qu'il orbite à une distance de 1,4 ua de l'étoile[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 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)
  3. ↑ a et b (en) A. Mora et al., « EXPORT: Spectral classification and projected rotational velocities of Vega-type and pre-main sequence stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 378, no 1,‎ , p. 116–131 (DOI 10.1051/0004-6361:20011098, Bibcode 2001A&A...378..116M)
  4. ↑ a b et c (en) Bright Star Catalogue, « HR 5112 », sur Alcyone
  5. ↑ a et b (en) N. N Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: NSV and supplement », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne)
  6. ↑ a et b (en) J. H. J. de Bruijne et A.-C. Eilers, « Radial velocities for the HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project », Astronomy & Astrophysics, vol. 546,‎ , p. 14, article no A61 (DOI 10.1051/0004-6361/201219219, Bibcode 2012A&A...546A..61D, arXiv 1208.3048)
  7. ↑ a b c d e f et g (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)
  8. ↑ a b et c (en) Rahul I. Patel, Stanimir A. Metchev et Aren Heinze, « A Sensitive Identification of Warm Debris Disks in the Solar Neighborhood through Precise Calibration of Saturated WISE Photometry », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 212, no 1,‎ , p. 23 (DOI 10.1088/0067-0049/212/1/10, Bibcode 2014ApJS..212...10P, arXiv 1403.3435)
  9. ↑ a b c et d (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)
  10. ↑ (en) * 24 CVn -- High proper-motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  11. ↑ a et b (en) Aki Roberge et Alycia J. Weinberger, « Debris Disks around Nearby Stars with Circumstellar Gas », The Astrophysical Journal, vol. 676, no 1,‎ , p. 509–517 (DOI 10.1086/527314, Bibcode 2008ApJ...676..509R, arXiv 0711.4561)
  12. ↑ (en) Gerard T. van Belle, « Interferometric observations of rapidly rotating stars », The Astronomy and Astrophysics Review, vol. 20, no 1,‎ , p. 51 (DOI 10.1007/s00159-012-0051-2, Bibcode 2012A&ARv..20...51V, arXiv 1204.2572)
  13. ↑ (en) P. P. Eggleton et A. A. Tokovinin, « A catalogue of multiplicity among bright stellar systems », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, no 2,‎ , p. 869–879 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, Bibcode 2008MNRAS.389..869E, arXiv 0806.2878)

Lien externe

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