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Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite	09h 37m 05,288s
Déclinaison	+81° 19′ 34,97″
Constellation	Dragon
Magnitude apparente	4,29
	Localisation dans la constellation : Dragon
Type spectral	K3III + DA2.8
Indice U-B	+1,72
Indice B-V	+1,48
Indice R-I	+0,74
Vitesse radiale	−6,98 ± 0,10 km/s
Mouvement propre	μα = −16,62 mas/a; μδ = −16,41 mas/a
Parallaxe	3,28 ± 0,15 mas
Distance	990 ± 50 al; (300 ± 10 pc)
Magnitude absolue	−3,14
Masse	4,3 ± 0,5 M☉
Rayon	83,8 ± 7,8 R☉
Luminosité	1 823 L☉
Température	4 140 ± 55 K
Métallicité	[Fe/H] = −0,17 ± 0,1
Rotation	4,7 ± 0,1 km/s (801 jours)
Âge	150 ± 40 × 106 a

HD 81817 est une possible étoile binaire^[7] de la constellation boréale du Dragon, située à approximativement 990 années-lumière de la Terre. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,29^[2]. Sa composante visible est une étoile géante et elle pourrait être accompagnée d'une naine blanche qui n'a toutefois pas été confirmée. Deux naines brunes ont par la suite été découvertes en orbite.

Environnement stellaire

D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Hipparcos, le système est situé à approximativement ∼ 990 a.l. (∼ 304 pc) de la Terre^[1] et il s'en rapproche à une vitesse radiale héliocentrique de −7 km/s^[4]. Il est membre du groupe mouvant d'IC 2391^[8].

Propriétés

La composante visible du système de HD 81817 est une étoile géante rouge de type spectral K3III^[3]. Sa chromosphère est dite « hybride », montrant un vent stellaire froid combiné à des raies en émission chaudes^[9]. Elle apparaît être la source de rayons X détectés dans le système^[10]. L'étoile est âgée d'environ 150 millions d'années et elle est 4,3 fois plus massive que le Soleil^[5]. Son rayon est environ 84 fois plus grand que le rayon solaire, elle est 1 823 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 4 140 K^[5].

Compagnons

Un possible compagnon de HD 81817 a été découvert en 1984 en analysant son spectre ultraviolet. La distribution du flux en ultraviolet lointain correspond en effet à celle d'une naine blanche de classe DA^[7]. Une analyse de 2020 de la vitesse radiale du système n'a pas été en mesure de détecter cette naine blanche, mais des variations de la vitesse radiale ont par contre montré la présence d'un compagnon substellaire désigné HD 81817 b, probablement une naine brune. Elle aurait une masse minimale de 27,1 M_J et orbiterait à 3,3 ua de son étoile hôte selon une périodede 1 047,1 jours et avec une excentricité de 0,17^[5].

L'astrométrie issue de Gaia DR2 suggère également la présence d'un compagnon d'une masse d'environ 124 M_J (mais avec une grande marge d'erreur) à 2,67 ua, cohérent avec la détection par la méthode des vitesses radiales. Si cette estimation se vérifiait, l'objet serait peut-être une étoile de faible masse, une naine rouge^[5]. De nouvelles observations publiées en 2022 et combinant la méthode des vitesses radiales avec des données astrométriques sur une plus longue période temporelle ont confirmé que HD 81817 b est bel et bien une naine brune. Ces observations ont également permis de détecter une seconde naine brune orbitant plus près de l'étoile, HD 81817 c^[11].

Caractéristiques des planètes du système HD 81817
Planète	Masse	Demi-grand axe (ua)	Période orbitale (annums)	Excentricité	Inclinaison	Rayon
HD 81817 c^[11]	≥ 22,609^+1,859 _−1,876 M_J	2,325^+0,087 _−0,095	1,706 ± 0,006	0,095^+0,058 _−0,044
HD 81817 b^[11]	24,128^+9,747 _−0,691 M_J	3,233^+0,125 _−0,131	2,796^+0,037 _−0,027	0,097^+0,090 _−0,057	95,594^+29,637 _−35,307°

Notes et références

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « HD 81817 » (voir la liste des auteurs).

↑ ^{a b c d e et f} (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, n^o 2,‎ novembre 2007, p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
↑ ^{a b c d et e} (en) D. Hoffleit et W. H. Warren, « Bright Star Catalogue, 5^e éd. », Catalogue de données en ligne VizieR : V/50. Publié à l'origine dans : 1964BS....C......0H, vol. 5050,‎ 1995 (Bibcode 1995yCat.5050....0H)
↑ ^{a et b} (en) J. B. Holberg et al., « Where are all the Sirius-like binary systems? », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 435, n^o 3,‎ 2013, p. 2077 (DOI 10.1093/mnras/stt1433, Bibcode 2013MNRAS.435.2077H, arXiv 1307.8047)
↑ ^{a b et c} (en) E. Anderson et Ch. Francis, « XHIP: An extended Hipparcos compilation », Astronomy Letters, vol. 38, n^o 5,‎ mai 2012, p. 331 (DOI 10.1134/S1063773712050015, Bibcode 2012AstL...38..331A, arXiv 1108.4971)
↑ ^{a b c d e f g h i j et k} (en) Tae-Yang Bang et al., « Hybrid star HD 81817 accompanied by brown dwarf or substellar companion », Astronomy & Astrophysics, vol. 638,‎ juin 2020, article n^o A148 (DOI 10.1051/0004-6361/201936613 , Bibcode 2020A&A...638A.148B, arXiv 2005.09273)
↑ (en) HD 81817 -- Spectroscopic Binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
↑ ^{a et b} (en) D. Reimers, « Discovery of a white dwarf companion of the "hybrid" K giant HD 81817 », Astronomy & Astrophysics, vol. 136,‎ juillet 1984, L5–L6 (Bibcode 1984A&A...136L...5R)
↑ (en) D. Montes et al., « Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 328, n^o 1,‎ novembre 2001, p. 45–63 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x, Bibcode 2001MNRAS.328...45M, arXiv astro-ph/0106537)
↑ (en) Thomas R. Ayres, « X-Rays from Hybrid Stars », The Astrophysical Journal, vol. 618, n^o 1,‎ janvier 2005, p. 493–501 (DOI 10.1086/425891 , Bibcode 2005ApJ...618..493A)
↑ (en) Jana Bilíková et al., « Hard X-ray Emission Associated with White Dwarfs. III. », The Astronomical Journal, vol. 140, n^o 5,‎ novembre 2010, p. 1433–1443 (DOI 10.1088/0004-6256/140/5/1433 , Bibcode 2010AJ....140.1433B)
↑ ^{a b et c} (en) Fabo Feng, R. Paul Butler et al., « 3D Selection of 167 Substellar Companions to Nearby Stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 262, n^o 1,‎ août 2022, article n^o 21 (DOI 10.3847/1538-4365/ac7e57, Bibcode 2022ApJS..262...21F, arXiv 2208.12720)