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Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite	13h 34m 47,80877s
Déclinaison	+37° 10′ 56,6918″
Constellation	Chiens de chasse
Magnitude apparente	4,94 à 5,01
	Localisation dans la constellation : Chiens de chasse
Type spectral	kA6hF1mF2; (F2 IV + K0 IV)
Indice U-B	+0,06
Indice B-V	+0,40
Indice R-I	+0,30
Variabilité	RS CVn
Vitesse radiale	+6,43 ± 0,24 km/s
Mouvement propre	μα = +85,609 mas/a; μδ = −9,549 mas/a
Parallaxe	21,327 3 ± 0,089 2 mas
Distance	46,888 ± 0,196 pc (∼153 al)
Magnitude absolue	+1,61
Masse	1,5 / 0,8 M☉
Rayon	2,6 / 3,4 R☉
Gravité de surface (log g)	3,61 ± 0,14
Luminosité	19,01 L☉
Température	6 569 ± 223 K
Métallicité	[Fe/H] = −0,20
Âge	1,36 × 109 a
Composants stellaires	HR 5110 A, HR 5110 B
Compagnon	HR 5110 B
Demi-grand axe (a)	0,017 UA
Excentricité (e)	0,00
Période (P)	2,613 214 j
Inclinaison (i)	171,1°
Longitude du nœud ascendant (Ω)	89 ± 10°
Époque du périastre (τ)	2 445 766,655 JJ

HR 5110, également désignée BH Canum Venaticorum (en abrégé BH CVn), est une étoile binaire de cinquième magnitude de la constellation boréale des Chiens de chasse. Le système présente une parallaxe annuelle de 21,33 ± 0,09 mas telle que mesurée par le satellite Gaia, ce qui permet d'en déduire qu'il est distant de 46,89 ± 0,20 pc (∼153 al)^[2] de la Terre. Il s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale héliocentrique de +6 km/s^[7].

HR 5110 est une étoile binaire rapprochée avec une période orbitale de 2,6 jours et dont le plan orbital est orienté presque de face^[9]. Elle est classée comme une variable de type RS Canum Venaticorum, dont la variabilité est en grande partie due à l'activité chromosphérique de la composante secondaire^[5]. Sa magnitude apparente varie entre 4,94 et 5,01 selon une période proche de la période orbitale du système^[3]. Elle a également pu être considérée comme une binaire à éclipses de type Algol^[5].

La composante primaire plus chaude, désignée HR 5110 A, est une sous-géante jaune-blanc de type spectral F2 IV^[5], indiquant qu'elle est en train de quitter la séquence principale après avoir consommé l'hydrogène qui était contenu dans son cœur. L'étoile est 1,5 fois plus massive que le Soleil et son rayon est 2,6 fois plus grand que le rayon solaire^[9]. Elle a également été classée comme une étoile Am^[4]. La composante secondaire plus froide, HR 5110 B, est une sous-géante orange de type K0 IV^[5]. Sa masse vaut seulement 80 % celle du Soleil mais son rayon est 3,4 fois plus grand que le rayon solaire^[9]. Vu la séparation faible de la paire et vu le type spectral de la composante secondaire, cette dernière est probablement en train de remplir son lobe de Roche. Cette étoile est aussi très probablement à l'origine des émissions en ondes radio du système, et l'alignement de ce signal est consistant avec la présence d'une tache stellaire polaire^[9].

Notes et références

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « HR 5110 » (voir la liste des auteurs).

↑ (en) « MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes », Space Telescope Science Institute (consulté le 8 décembre 2021)
↑ ^{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,‎ juin 2023, article n^o A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211). Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
↑ ^{a b et c} (en) N. N. Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, n^o 1,‎ 2017, p. 80-88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne)
↑ ^{a et b} (en) Helmut A. Abt, « MK Classifications of Spectroscopic Binaries », The Astrophysical Journal Supplement, vol. 180, n^o 1,‎ janvier 2009, p. 117–18 (DOI 10.1088/0067-0049/180/1/117, Bibcode 2009ApJS..180..117A)
↑ ^{a b c d et e} (en) R. R. Ransom et al., « Very Long Baseline Interferometry Imaging of the RS Canum Venaticorum Binary Star System HR 5110 », The Astrophysical Journal, vol. 587, n^o 1,‎ avril 2003, p. 390–397 (DOI 10.1086/368070, Bibcode 2003ApJ...587..390R, arXiv astro-ph/0301413)
↑ ^{a b et c} (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 b c d et e} (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 et b} (en) V* BH CVn -- RS CVn Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
↑ ^{a b c d e f et g} (en) E. Abbuhl et al., « Radio Astrometry of the Close Active Binary HR5110 », The Astrophysical Journal, vol. 811, n^o 1,‎ septembre 2015, p. 8, article n^o 33 (DOI 10.1088/0004-637X/811/1/33, Bibcode 2015ApJ...811...33A, arXiv 1508.06654)
↑ ^{a b et c} (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, n^o 2,‎ mai 2015, p. 146 (DOI 10.1088/0004-637X/804/2/146, Bibcode 2015ApJ...804..146D, arXiv 1501.03154)