Chi Eridani

χ Eridani A / B
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 01h 55m 57,45977s[1]
Déclinaison −51° 36′ 31,9593″[1]
Constellation Éridan
Magnitude apparente 3,70 / 10,7[2],[3]

Localisation dans la constellation : Éridan

(Voir situation dans la constellation : Éridan)
Caractéristiques
Type spectral G8IV[4] ou G8IIIb CNIV[5]
Indice U-B +0,46[2]
Indice B-V +0,85[2]
Astrométrie
Vitesse radiale −6,3 ± 0,7 km/s[6]
Mouvement propre μα = +680,110 mas/a[1]
μδ = +294,318 mas/a[1]
Parallaxe 56,850 8 ± 0,162 8 mas[1]
Distance 17,589 9 ± 0,050 3 pc (∼57,4 al)[7]
Magnitude absolue 2,39 / 9,4[3]
Caractéristiques physiques
Masse 1,58 M☉[8]
Rayon 3,993 ± 0,027 R☉[9]
Gravité de surface (log g) 3,42 ± 0,10[9]
Luminosité 9,84 ± 0,39 L☉[9]
Température 5 115 ± 49 K[9]
Métallicité [Fe/H] = −0,18 ± 0,07[9]
Rotation 4,50 km/s[9]

Désignations

χ Eri HD 11937, HR 566, CD-52 394, CPD-52 241, FK5 68, GJ 81, HIP 9007, LFT 169, LHS 1314, LTT 1031, SAO 232573, WDS J01560 -5137[7]

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Chi Eridani (χ Eri) est une étoile binaire[10] de la constellation de l'Éridan. Sa magnitude apparente est de 3,70[2]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, le système est distant de ∼ 57,4 a.l. (∼ 17,6 pc) de la Terre[1]. Les deux étoiles avaient une séparation angulaire de 5,0 secondes d'arc en date de 1994, ce qui correspond à une séparation projetée d'environ 128 ua[3].

La composante primaire, désignée Chi Eridani A, est une étoile sous-géante jaune en train d'évoluer hors de la séquence principale de type spectral G8 IV[4] et âgée d'environ deux milliards d'années[8]. Elle est environ 1,6 fois plus massive que le Soleil et son rayon est quatre fois plus grand que le rayon solaire[8]. L'étoile est 10 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 5 115 K[9]. Elle présente une forte activité chromosphérique et coronale[8]. De manière inhabituelle pour une étoile de cette classe, elle montre également une variabilité photométrique d'une amplitude de 0,04 magnitude. Cette variabilité pourrait être expliquée par un transfert de masse ancien en provenance du compagnon secondaire, ou encore par l'existence d'un compagnon tertiaire qui resterait à détecter[8].

Le compagnon, désigné Chi Eridani B, est environ plus faible de 7 magnitudes que la primaire et pourrait être la source de l'émission de rayons X du système. Cette émission possède une luminosité de 504,4 × 1027 erg s-1[8].

Références

  1. ↑ a b c d e et f (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). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ a b c et d (en) J.-C. Mermilliod, « Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished) », Catalogue of Eggen's UBV data, SIMBAD,‎ (Bibcode 1986EgUBV........0M)
  3. ↑ a b et c (en) A. Poveda et al., « Statistical studies of visual double and multiple stars. II. A catalogue of nearby wide binary and multiple systems », Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, vol. 28, no 1,‎ , p. 43–89 (Bibcode 1994RMxAA..28...43P). Voir les pages 58–59.
  4. ↑ a et b (en) C. A. O. Torres et al., « Search for associations containing young stars (SACY). I. Sample and searching method », Astronomy & Astrophysics, vol. 460, no 3,‎ , p. 695–708 (DOI 10.1051/0004-6361:20065602, Bibcode 2006A&A...460..695T, arXiv astro-ph/0609258)
  5. ↑ (en) Nancy Houk, Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars : Declinations -53 to -40 degrees, vol. 2, Ann Arbor, Michigan, États-Unis, Département d'astronomie de l'université du Michigan, (Bibcode 1978mcts.book.....H)
  6. ↑ (en) G. A. Gontcharov, « Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system », Astronomy Letters, vol. 32, no 11,‎ , p. 759 (DOI 10.1134/S1063773706110065, Bibcode 2006AstL...32..759G, arXiv 1606.08053)
  7. ↑ a et b (en) * chi Eri -- High Proper Motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  8. ↑ a b c d e et f (en) K. Fuhrmann et R. Chini, « Multiplicity among F-type Stars », The Astrophysical Journal Supplement, vol. 203, no 2,‎ , p. 20, article no 30 (DOI 10.1088/0067-0049/203/2/30 Accès libre, Bibcode 2012ApJS..203...30F)
  9. ↑ a b c d e f et g (en) Adam D. Rains et al., « Precision angular diameters for 16 southern stars with VLTI/PIONIER », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 493, no 2,‎ , p. 2377–2394 (DOI 10.1093/mnras/staa282, Bibcode 2020MNRAS.493.2377R, arXiv 2004.02343)
  10. ↑ (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, lire en ligne)