54 Ceti

54 Ceti
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Localisation de 54 Ceti (HD 11257) près de la limite de la constellation du Bélier (en beige). À proximité se trouvent les constellations des Poissons (en bleu) et de la Baleine (en vert).
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 01h 50m 51,97256s[1]
Déclinaison +11° 02′ 36,1621″[1]
Constellation Bélier
Magnitude apparente 5,94[2]

Localisation dans la constellation : Bélier

(Voir situation dans la constellation : Bélier)
Caractéristiques
Type spectral F2 Vw[3]
Indice U-B −0,03[2]
Indice B-V +0,30[2]
Indice R-I 0,17
Astrométrie
Vitesse radiale +11,1 km/s[4]
Mouvement propre μα = −69,464 mas/a[1]
μδ = −27,522 mas/a[1]
Parallaxe 23,794 2 ± 0,102 6 mas[1]
Distance 137,1 ± 0,6 al
(42,0 ± 0,2 pc)
Magnitude absolue 2,80[5]
Caractéristiques physiques
Masse 1,48 M☉[6]
Rayon 1,62+0,08
−0,05 R☉[1]
Gravité de surface (log g) 4,50[3]
Luminosité 6,01 ± 0,03 L☉[1]
Température 7 099 K[3]
Métallicité −0,20[3]
Rotation 29 km/s[7]
Âge 582 Ma[6]

Désignations

54 Cet, NSV 635, BD+10°252, HD 11257, HIP 8588, HR 534, SAO 92659[8]

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54 Ceti est une étoile, qui contrairement à ce que suggère sa désignation de Flamsteed, se trouve dans les limites de la de la constellation du Bélier[9]. Elle est également connue sous les identifiants du catalogue Henry Draper de HD 11257 et du catalogue HR de HR 534[8]. Avec une magnitude apparente visuelle de 5,94[2], elle peut être vue à l'œil nu. La distance de l'étoile, telle qu'elle est déterminée à l'aide de mesures de parallaxe effectuées durant la mission Hipparcos, est d'environ 139 années-lumière (43 parsecs) de la Terre, avec une marge d'erreur de 6 années-lumière[10]. Elle est située près de l'écliptique et est donc sujette à des occultations occasionnelles par la Lune[11].

54 Ceti est une étoile jaune-blanc de la séquence principale avec un type spectral F2 Vw[3], où le « w » indique des raies d'absorption faibles dans le spectre. Elle est estimée être âgée de 582 millions d'années[6] et a une vitesse de rotation projetée de 29 km/s[7]. Elle a 1,5 fois la masse du Soleil[6] et 1,6 fois le rayon du Soleil[1]. Elle est six fois plus lumineuse que le Soleil[1] et sa température effective est de 7 099 K[3]. C'est un membre candidat du courant d'étoiles de la Grande Ourse, dont l'âge est estimé à 500 ± 100 millions d'années[12].

Références

  1. ↑ a b c d e f g h et i (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) H. L. Johnson et al., « UBVRIJKL photometry of the bright stars », Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 4, no 99,‎ , p. 99 (Bibcode 1966CoLPL...4...99J)
  3. ↑ a b c d e et f (en) A. J. Cenarro et al., « Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 374, no 2,‎ , p. 664–690 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x, Bibcode 2007MNRAS.374..664C, arXiv astro-ph/0611618, S2CID 119428437)
  4. ↑ (en) Ralph Elmer Wilson, « General Catalogue of Stellar Radial Velocities », Carnegie Institute Washington D.C. Publication, Washington, Carnegie Institution,‎ (Bibcode 1953GCRV..C......0W)
  5. ↑ (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, S2CID 119257644)
  6. ↑ a b c et d (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 Astronomical Journal, vol. 804, no 2,‎ , p. 146 (DOI 10.1088/0004-637X/804/2/146, Bibcode 2015ApJ...804..146D, arXiv 1501.03154, S2CID 33401607)
  7. ↑ a et b (en) F. Royer, J. Zorec et A. E. Gómez, « Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions », Astronomy & Astrophysics, vol. 463, no 2,‎ , p. 671–682 (DOI 10.1051/0004-6361:20065224, Bibcode 2007A&A...463..671R, arXiv astro-ph/0610785, S2CID 18475298)
  8. ↑ a et b (en) 54 Cet sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  9. ↑ (en) D. Hoffleit, « Discordances in star designations », Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires, vol. 17, no 17,‎ , p. 38 (Bibcode 1979BICDS..17...38H)
  10. ↑ (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, S2CID 18759600)
  11. ↑ (en) A. Richichi et al., « The Calar Alto lunar occultation program: update and new results », Astronomy & Astrophysics, vol. 445, no 3,‎ , p. 1081–1088 (DOI 10.1051/0004-6361:20053901, Bibcode 2006A&A...445.1081R, arXiv astro-ph/0509088, S2CID 14739715)
  12. ↑ (en) R. Monier, « Abundances of a sample of A and F-type dwarf members of the Ursa Major Group », Astronomy & Astrophysics, vol. 442, no 2,‎ , p. 563–566 (DOI 10.1051/0004-6361:20053222, Bibcode 2005A&A...442..563M)

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