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mercredi 28 décembre 2022

HD 159217


HD 104985/HD 104985 :
HD 104985, officiellement nommée Tonatiuh (), est une étoile solitaire avec un compagnon exoplanétaire dans la constellation nord de Camelopardalis. Le compagnon est désigné HD 104985 b et nommé Meztli (). Cette étoile a une magnitude visuelle apparente de 5,78 et est donc faiblement visible à l'œil nu dans des conditions de vision favorables. Elle est située à une distance d'environ 329 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale de −20 km/s. La classification stellaire de cette étoile est G8.5IIIb, indiquant qu'il s'agit d'une géante évoluée étoile qui a épuisé l'approvisionnement en hydrogène de son cœur, puis s'est refroidie et s'est dilatée hors de la séquence principale. Il est situé dans la région de touffe rouge du diagramme HR, ce qui suggère qu'il se trouve sur la branche horizontale et qu'il génère de l'énergie par fusion de l'hélium central. L'étoile a environ 4,4 milliards d'années avec 1,2 fois la masse du Soleil et s'est étendue à 10,6 fois le rayon du Soleil. Il rayonne 51 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère agrandie à une température effective de 4 730 K. En 2003, des mesures de vitesse radiale effectuées par le programme de recherche de planètes d'Okayama ont conduit à l'annonce d'un compagnon exoplanétaire. Il orbite à une distance de 0,95 UA (142 Gm) avec une période de 199,5 jours avec une excentricité (ovalisation) de 0,09. L'inclinaison du plan orbital de l'exoplanète étant inconnue, seule une limite inférieure de sa masse peut être déterminée. Il a au moins 8,3 fois la masse de Jupiter.
HD 104985_b/HD 104985b :
HD 104985 b, également nommée Meztli, est une planète extrasolaire à environ 97 parsecs (317 lys) du Soleil. La planète d'une période de 198 jours orbite autour de l'étoile géante jaune HD 104985 (Tonatiuh) à une distance de 0,78 UA. Avec une masse de 61/3 fois Jupiter, c'est une géante gazeuse. Suite à sa découverte en 2003, la planète a été désignée HD 104985 b. En juillet 2014, l'Union astronomique internationale a lancé NameExoWorlds, un processus permettant de donner des noms propres à certaines exoplanètes et à leurs étoiles hôtes. Le processus impliquait une nomination publique et un vote pour les nouveaux noms. En décembre 2015, l'UAI a annoncé que le nom gagnant était Meztli pour cette planète. Le nom gagnant a été soumis par la Sociedad Astronomica Urania de Morelos, au Mexique. « Meztli » était la déesse aztèque de la Lune.
HD 105382/HD 105382 :
HD 105382 (également connue sous le nom de V863 Centauri) est une étoile de la constellation du Centaure. Sa magnitude apparente est de 4,47. D'après les mesures de parallaxe, il est situé à 130 parsecs (440 années-lumière) du soleil. HD 105382 est une étoile variable dont la magnitude apparente varie avec une amplitude de 0,012 sur une période de 1,295 jours. Elle a été précédemment classée comme étoile Be, ce qui expliquerait la variabilité en tant que pulsations stellaires, mais cette classification était probablement due à l'observation accidentelle de l'étoile Be voisine δ Centauri. Une étude de 2004 a montré que la période de 1,295 jours est en fait la période de rotation de l'étoile et que la variabilité est causée par une distribution non homogène des éléments à la surface stellaire. En particulier, HD 105382 est une étoile chimiquement particulière faible en hélium avec une abondance d'hélium variant entre 0,5% et 15% de l'abondance solaire, et une abondance de silicium variant entre 0,00044% et 0,0069% de la valeur solaire. Les régions avec plus d'hélium semblent coïncider avec les régions avec moins de silicium, et vice versa. Ce modèle d'abondance particulier est probablement lié au champ magnétique de HD 105382, qui a une force polaire de 2,3 kG. D'après les mesures astrométriques du vaisseau spatial Hipparcos, HD 105382 est identifié comme un binaire astrométrique probable. Il n'est qu'à 267 "de δ Centauri, et les deux étoiles semblent être à la même distance de la Terre et ont le même mouvement dans l'espace, elles peuvent donc être liées. Au total, cela peut être un système à cinq étoiles. C'est un membre du sous-groupe Lower Centaurus – Crux (LCC) de l'association Scorpius – Centaurus.
HD 10550/HD 10550 :
HD 10550 est une étoile unique dans la constellation équatoriale de Cetus. C'est une étoile faible mais visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,98. Basé sur un décalage de parallaxe annuel de 2,9564 mas, il est situé à environ 1 100 années-lumière du Soleil. L'étoile se rapproche avec une vitesse radiale héliocentrique de −33 km/s. Elle a une vitesse particulière élevée de 72,7+5,7−4,3 km/s et peut être une étoile en fuite. La classification stellaire de cette étoile est K2/3 III CN II, montrant le spectre d'une étoile géante évoluée de type K avec une surabondance de CN dans l'atmosphère. Le diamètre angulaire mesuré de cette étoile, après correction de l'assombrissement des limbes, est de 2,11 ± 0,04 mas. À la distance estimée de cette étoile, cela donne une taille physique d'environ 77 fois le rayon du Soleil. L'étoile rayonne environ 2 537 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère agrandie à une température effective de 4 110 K.
HD 106112/HD 106112 :
HD 106112, également connue sous le nom de CO Camelopardalis, est une étoile de la constellation des Camelopardalis. Il a une magnitude apparente d'environ 5,1, ce qui signifie qu'il est à peine visible à l'œil nu. D'après les mesures de parallaxe effectuées par le vaisseau spatial Hipparcos, cette étoile est à environ 177 années-lumière du Soleil. Le type spectral de HD 106112 montre qu'il s'agit d'une étoile géante de type A. HD 106112 est également une étoile Am, également connue sous le nom d'étoile à ligne métallique. Ces types d'étoiles ont des spectres indiquant des quantités variables de métaux, comme le fer. Les observations du spectre des étoiles révèlent un décalage Doppler périodique. Cela signifie que HD 106112 est un binaire spectroscopique avec une période de 1,271 jours et une excentricité de 0,01. En fait, les deux étoiles orbitent si près qu'elles se déforment l'une l'autre en une forme ellipsoïdale par gravité, formant ainsi un système variable ellipsoïdal en rotation. Cependant, presque aucune information n'est connue sur l'étoile compagne.
HD 106248/HD 106248 :
HD 106248, également connue sous le nom de HR 4649, est une étoile solitaire de couleur orange située dans la constellation circumpolaire sud du Caméléon. Il a une magnitude apparente de 6,34, ce qui le place près de la limite de visibilité à l'œil nu. Sur la base des mesures de parallaxe de Gaia DR3, l'objet est estimé à 358 années-lumière du système solaire. Il semble s'éloigner avec une vitesse radiale héliocentrique de 34,5 km/s. À sa distance actuelle, la luminosité de HD 106248 est diminuée de 0,32 en raison de la poussière interstellaire et Eggen (1993) la répertorie comme un membre de l'ancienne population de disques (épais). Il s'agit d'une géante rouge évoluée avec une classification stellaire de K2/3 III CNII - intermédiaire entre une étoile géante K2 et K3. Le suffixe CNII indique qu'il a une forte surabondance de radicaux cyano dans son spectre, ce qui en fait une étoile CN. Il a 119% de la masse du Soleil et est estimé à 4,31 milliards d'années, légèrement plus jeune que le Soleil. Cependant, HD 106248 a déjà quitté la séquence principale et a un rayon agrandi de 10,9 R☉. Il rayonne 49 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 4 700 K. L'étoile a une métallicité solaire et tourne lentement avec une vitesse de rotation projetée inférieure à 1,5 km/s.
HD 106252/HD 106252 :
HD 106252 est une étoile accompagnée d'une naine brune dans la constellation de la Vierge. Une magnitude visuelle apparente de 7,41 signifie que cette étoile est trop faible pour être visible à l'œil nu. Il est situé à une distance de 210 années-lumière du Soleil sur la base de mesures de parallaxe et s'éloigne à une vitesse radiale de 15 km/s. La classification stellaire de HD 106252 est G0V, correspondant à une étoile de séquence principale de type G ordinaire. . Il a 5% de masse en plus que le Soleil et 10% de circonférence en plus. Cette étoile a environ trois milliards d'années avec un faible niveau d'activité magnétique et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 2 km/s. Il rayonne 1,3 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 890 K. En 2001, un compagnon sous-stellaire massif a été annoncé en orbite autour de l'étoile par l'Observatoire européen austral. La découverte a été confirmée par une autre équipe utilisant le télescope Lick. Les observations astrométriques d'Hipparcos en 2011 ont suggéré que sa masse réelle est probablement d'environ 30,6 MJ, dans la gamme des naines brunes. Une astrométrie plus précise de Gaia en 2021 a révélé une masse réelle plus petite de 10,0 MJ.
HD 106252_b/HD 106252b :
HD 106252 b est une grande planète extrasolaire géante gazeuse environ 10 fois plus massive que Jupiter. Il a été annoncé en 2001 par l'Observatoire européen austral. La découverte a été confirmée par une autre équipe utilisant le télescope Lick. L'astrométrie de HD 106252 a déterminé une inclinaison orbitale de 46° ou 134°, selon que la solution est prograde ou rétrograde. Ceci, combiné à la masse minimale, donne une masse réelle de 10,0 MJ, supérieure à la masse minimale de 7,2 MJ.
HD 106315/HD 106315 :
HD 106315, également connue sous le nom de K2-109, est une étoile de séquence principale de type F située à environ 340 années-lumière. L'étoile est relativement pauvre en métaux, ayant 60% de la concentration solaire de fer. Les enquêtes de multiplicité n'ont détecté aucun compagnon stellaire de HD 106315 d'ici 2020.
HD 10647/HD 10647 :
HD 10647 (q1 Eridani) est une étoile naine jaune-blanche de 6e magnitude, à 57 années-lumière dans la constellation de l'Éridan. L'étoile est visible à l'œil nu sous un ciel très sombre. Il est légèrement plus chaud et plus lumineux que le Soleil, et à 1,75 milliard d'années, il est également plus jeune. Une planète extrasolaire a été découverte en orbite autour de cette étoile en 2003.
HD 10647_b/HD 10647b :
HD 10647 b, également cataloguée comme q1 Eridani b, est une planète extrasolaire située à environ 57 années-lumière dans la constellation d'Eridanus (le Fleuve). La planète est un milieu de Jovian qui orbite 103% plus loin de l'étoile que la Terre au Soleil. Il lui faut environ 33 mois pour orbiter avec une semi-amplitude de 17,9 m/s.
HD 106515/HD 106515 :
HD 106515 est une étoile binaire (et actuellement un triple système visuel) dans la constellation de la Vierge. Les étoiles A et B sont toutes deux des étoiles de la séquence principale de type K, à la fois un peu plus petites et plus froides que le Soleil. Les deux sont gravitationnellement liés et séparés à 310 UA. Le demi-grand axe binaire est 390 UA. La troisième étoile du triplet visuel, BD−06°3533, est une étoile d'arrière-plan physiquement sans rapport.
HD 106760/HD 106760 :
HD 106760 est un système d'étoiles binaires spectroscopiques à une seule ligne dans la constellation nord de Coma Berenices. Il est faiblement visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 4,99. Le système est situé à environ 38 années-lumière, comme déterminé à partir de son décalage de parallaxe annuel de 10,2417 mas. Il se rapproche avec une vitesse radiale héliocentrique de -40 km / s et devrait se rapprocher de 259 al dans environ 772 000 ans. La vitesse radiale variable de HD 106760 a été annoncée par WW Campbell de Lick Observatory en 1922, indiquant la nature binaire de ce système. Une orbite préliminaire a été déterminée par l'astronome de l'Observatoire du Mont Wilson WH Christie en 1936, puis affinée par l'astronome anglais RF Griffin en 1984. Les composants de ce système orbitent les uns avec les autres avec une période de 3,6 ans et une excentricité de 0,43. La composante visible a une classification stellaire de K0.5 III – IIIb, indiquant qu'il s'agit d'une étoile géante de type K évoluée. Il a environ 1,6 milliard d'années avec 1,9 fois la masse du Soleil et s'est étendu à 17 fois le rayon du Soleil. L'étoile rayonne 112 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère agrandie à une température effective de 4 581 K.
HD 106906/HD 106906 :
HD 106906 est un système stellaire binaire dans la constellation sud de Crux. Il est trop faible pour être visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente combinée de 7,80. La distance à ce système est d'environ 337 années-lumière sur la base de la parallaxe, et il s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale de +10 km/s. C'est un membre du groupe inférieur Centaurus-Crux de l'association Scorpius-Centaurus OB d'étoiles co-mobiles. Il s'agit d'un système binaire spectroscopique à double ligne composé de deux étoiles de séquence principale de type F avec des masses similaires et d'une étoile stellaire correspondante. classification de F5 V. Leur période orbitale est inférieure à 100 jours.
HD 106906_b/HD 106906b :
HD 106906 b est un compagnon de masse planétaire directement imagé et une exoplanète candidate en orbite autour de l'étoile HD 106906, dans la constellation Crux à environ 336 ± 13 années-lumière (103 ± 4 pc) de la Terre. On estime qu'il a environ onze fois la masse de Jupiter et qu'il est situé à environ 738 UA de son étoile hôte. HD 106906 b est rare en astronomie ; alors que son estimation de masse est nominalement cohérente avec son identification en tant qu'exoplanète, elle apparaît à une séparation beaucoup plus large de son étoile parente que ce que l'on pensait possible pour la formation in situ à partir d'un disque protoplanétaire.
HD 107146/HD 107146 :
HD 107146 est une étoile de la constellation Coma Berenices située à environ 90 années-lumière (28 pc) de la Terre. La magnitude apparente de 7,028 rend cette étoile trop faible pour être vue à l'œil nu. Les propriétés physiques de cette étoile sont similaires à celles du Soleil, y compris la classification stellaire G2V, ce qui en fait un analogue solaire. La masse de cette étoile est d'environ 109% de la masse solaire (M☉) et elle a environ 99% du rayon du Soleil (R☉). C'est une jeune star avec un âge compris entre 80 et 200 Myr. L'axe de rotation est estimé à 21+8−9 degrés par rapport à la ligne de mire et il effectue une rotation en un temps relativement bref de 3,5 jours.
HD 107148/HD 107148 :
HD 107148 est une primaire de 8e magnitude du système d'étoiles binaires situé à environ 161 années-lumière dans la constellation de la Vierge. C'est une naine jaune avec une luminosité de 1,41 fois celle du Soleil. Elle est deux fois plus riche en éléments lourds que le Soleil. Le HD 107148 présente un cycle d'activité magnétique avec une période d'environ 6 ans. En 2012, un compagnon stellaire nain blanc HD 107148 B a été détecté à une séparation projetée de 1790 UA, et a été confirmé en 2014. Il s'agit d'un noyau résiduel de 0,6 M☉ de l'ancienne étoile de 1,8 ± 0,2 M☉.
HD 107148_b/HD 107148b :
HD 107148 b est une exoplanète jovienne dont la masse minimale ne représente que 70 % de celle de Saturne. Contrairement à Saturne, il orbite beaucoup plus près de l'étoile. L'orbite planétaire a été considérablement affinée dans le 2021.
HD 107914/HD 107914 :
HD 107914 est le composant principal d'un système d'étoiles binaires dans la constellation du Centaure, avec une distance estimée de 255,5 années-lumière (78,3 pc) du système solaire. Il a une classification stellaire de A7-8 III, ce qui en fait une étoile géante. La mesure du mouvement propre de ce système montre qu'il a une faible vitesse transversale par rapport au Soleil. Pour cette raison, elle a été comparée à l'étoile hypothétique "Nemesis" puisqu'elle pourrait traverser le nuage d'Oort dans le futur. L'étoile est trop loin pour être la compagne du Soleil. Cependant, des mesures préliminaires de la raie H-alpha dans le spectre de l'étoile montrent une vitesse radiale comprise entre –13 et +3 km/s. (Ce résultat a été obtenu par M. Muterspaugh et M. Williamson à un télescope spectroscopique robotique en Arizona.) De telles valeurs pour la vitesse radiale sont trop petites pour produire une trajectoire de collision probable avec le système solaire. Par exemple, si Vr = –10 km/s, alors la distance du Soleil à HD 107914 à l'approche la plus proche sera d'environ 5,2 al (1,6 pc).
HD 10800/HD 10800 :
HD 10800, également connue sous le nom de HR 512 ou Gliese 67.1, est une étoile triple située dans la constellation circumpolaire sud des Octans. Il a une magnitude apparente combinée de 5,87, ce qui lui permet d'être faiblement vu à l'œil nu. Le système est relativement proche à une distance de 88,1 années-lumière mais se rapproche avec une vitesse radiale héliocentrique de -1,1 km/s. Le système a une classification spectrale mixte de G1 V, indiquant une étoile de séquence principale de type G ordinaire. Le primaire est un binaire spectroscopique composé d'une étoile de type G et de type K tournant l'une autour de l'autre en 19 jours. HD 10800B a une classe de G2 V, la même classe spectrale que notre propre Soleil. La paire AB met 1,7 ans pour se mettre en orbite.
HD 108063/HD 108063 :
HD 108063 est une étoile située à environ 176 années-lumière dans la constellation du Centaure. L'étoile n'est pas particulièrement remarquable, à l'exception de sa teneur extrêmement élevée en éléments lourds.
HD 108147/HD 108147 :
HD 108147, ou Tupã, est une étoile de 7e magnitude dans la constellation de Crux en ligne directe avec et très proche de l'étoile brillante Acrux ou Alpha Crucis. C'est soit une naine jaune-blanche ou jaune (la ligne est arbitraire et la différence de couleur provient uniquement de la classification, pas réelle), légèrement plus brillante et plus massive que le Soleil. Le type spectral est F8 V ou G0 V. L'étoile est également plus jeune que le Soleil. En raison de sa distance, environ 126 années-lumière, il est trop sombre pour être visible à l'œil nu ; avec des jumelles, c'est une cible facile. Cependant, en raison de son emplacement au sud, il n'est pas visible dans l'hémisphère nord, sauf pour les tropiques. Une planète extrasolaire a été détectée en orbite autour d'elle en 2000 par l'équipe de recherche des planètes extrasolaires de Genève. Cette exoplanète est "une géante gazeuse plus petite que Jupiter qui hurle autour de son [étoile] primaire en 11 jours à seulement 0,1 UA". C'est beaucoup plus proche que l'orbite de Mercure dans le système solaire. En décembre 2019, l'Union astronomique internationale a annoncé que l'étoile portera le nom de Tupã, d'après le dieu du peuple guarani du Paraguay. Le nom est le résultat d'un concours organisé au Paraguay par le Centro Paraguayo de Informaciones Astronómicas, ainsi que le concours mondial IAU100 NameExoWorlds 2019. Il ne doit pas être confondu avec HD 107148, qui possède également une planète extrasolaire découverte en 2006 dans la constellation de la Vierge. .
HD 108147_b/HD 108147b :
HD 108147 b est une exoplanète géante gazeuse dont la masse minimale est environ la moitié de celle de Jupiter. Il orbite autour de l'étoile dans une "orbite de torche" très serrée. La distance entre la planète et l'étoile n'est que le dixième de la distance entre la Terre et le Soleil (0,1 UA). Un certain nombre de ces mondes sont connus pour exister, mais l'excentricité de cette planète est exceptionnellement élevée. Les planètes en orbite très proche de leurs étoiles mères ont généralement des orbites rondes en raison des forces de marée entre les corps. En décembre 2019, l'Union astronomique internationale a annoncé que l'exoplanète portera le nom de 'Tumearandu, d'après le caractère populaire du folklore du Paraguay. Le nom est le résultat d'un concours organisé au Paraguay par le Centro Paraguayo de Informaciones Astronómicas, ainsi que du concours mondial IAU100 NameExoWorlds 2019.
HD 108236/HD 108236 :
HD 108236 est une étoile de séquence principale de type G. Sa température de surface est de 5660 ± 61 K. HD 108236 est sévèrement appauvrie en éléments lourds par rapport au Soleil, avec un indice de métallicité Fe/H de −0,28 ± 0,04 (52 % du système solaire), et est probablement plus ancienne que le Soleil à 6,7 + 4,0-5,1 milliards d'années. Selon les données de la mission WISE, l'étoile était soupçonnée d'être entourée d'un disque de débris, mais une nouvelle analyse des données a rejeté l'hypothèse du disque de débris en 2014. La raison du faux positif était la contamination par une source infrarouge proche.
HD 108541/HD 108541 :
HD 108541, également connue sous sa désignation Bayer u Centauri est une étoile située dans la constellation du Centaure, elle est également connue sous le nom de HR 4748. La magnitude apparente de l'étoile est d'environ 5,4, ce qui signifie qu'elle n'est visible qu'à l'œil nu sous une excellente visualisation les conditions. Sa distance est d'environ 440 années-lumière (140 parsecs), d'après sa parallaxe mesurée par le satellite d'astrométrie Hipparcos. Le type spectral de HD 108541 est B8/9V, ce qui signifie qu'il s'agit d'une étoile de séquence principale de type B tardive. Ces types d'étoiles sont quelques fois plus massives que le Soleil et ont des températures effectives d'environ 10 000 à 30 000 K. HD 108541 est un peu moins de 3 fois plus massive que le Soleil et a une température d'environ 11 000 K.
HD 108863/HD 108863 :
HD 108863 est une étoile sous-géante, la primaire d'un système stellaire binaire à 540 années-lumière, appartenant à la classe spectrale K0. Son âge est plus jeune que celui du Soleil à 1,8 ± 0,4 milliard d'années. L'étoile primaire est légèrement enrichie en éléments lourds, ayant 115% d'abondance solaire. L'étoile primaire n'a pas d'activité d'éruption détectable. En 2014, un compagnon stellaire mal caractérisé HD 108863 B, probablement une étoile de séquence principale de classe spectrale entre F6 et G4, a été découvert à une séparation projetée de 16,065 UA.
HD 108874/HD ​​108874 :
HD 108874 est une étoile naine jaune (type spectral G5 V) dans la constellation de Coma Berenices. Il se trouve à 195 années-lumière de la Terre et possède deux planètes extrasolaires qui sont peut-être en résonance orbitale 9: 2.
HD 108874_b/HD 108874b :
HD 108874 b est une géante gazeuse annoncée en 2003. L'orbite se situe dans la zone habitable de l'étoile. On s'attend à ce que toutes les lunes en orbite autour de cette planète soient enrichies en carbone et soient donc assez différentes des corps riches en silicate du système solaire. La planète est peut-être en résonance orbitale 4 : 1 avec HD 108874 c.
HD 108874_c/HD 108874 c :
HD 108874 c est une géante gazeuse découverte en 2005 qui orbite au-delà de la zone habitable de l'étoile et reçoit une insolation de 15,9 % de celle de la Terre. Elle a une masse minimale similaire à Jupiter, bien que puisque l'inclinaison de l'orbite n'est pas connue, la vraie masse de cette planète pourrait être beaucoup plus grande. La planète est peut-être en résonance orbitale 4 : 1 avec HD 108874 b.
HD 109271/HD 109271 :
HD 109271 est une étoile de la constellation de la Vierge. Avec une magnitude apparente de 8,05, elle ne peut pas être vue à l'œil nu. Les mesures de parallaxe effectuées par Gaia placent l'étoile à une distance de 182 années-lumière (56,0 parsecs). HD 109271 est une étoile de séquence principale de type G typique. Il a une masse de 1,047 M☉, mais est deux fois plus lumineux que le Soleil. Il est également beaucoup plus ancien, à l'âge de 7,3 milliards d'années. En 2020, un compagnon nain rouge de 0,6 M☉ a été trouvé en orbite autour de HD 109271 à une séparation projetée de 304 UA.
HD 109749/HD 109749 :
HD 109749 est une étoile binaire située à environ 206 années-lumière dans la constellation du Centaure.
HD 109749_b/HD 109749b :
HD 109749 b est une planète extrasolaire qui orbite extrêmement près de l'étoile HD 109749, ne prenant que 5,24 jours pour orbiter à la distance de 0,063 UA. Cette planète a été découverte le 22 août 2005 - le même jour que la découverte de Gliese 581 b.
HD 110073/HD 110073 :
HD 110073 est une étoile de la constellation sud du Centaure, près de la frontière sud de la constellation avec Crux. Il porte la désignation Bayer l Centauri (L minuscule), tandis que HD 110073 est l'identifiant de l'étoile du catalogue Henry Draper. Ce système est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de +4,63. Il est situé à une distance d'environ 365 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de +15 km/s. Il s'agit d'un système d'étoiles binaires spectroscopiques à une seule ligne qui appartient au courant des Pléiades . En 2011, la paire avait une séparation projetée linéaire de 130,8 ± 12,1 UA. Le composant principal est une étoile mercure-manganèse avec une classification stellaire de B8II/III. Ces étoiles sont souvent faibles en hélium, mais c'est l'un des membres les plus normaux de ce groupe en termes d'abondance d'hélium. Le système est une source d'émission de rayons X, qui provient très probablement du compagnon de masse inférieure - il peut même s'agir d'une étoile pré-séquence principale.
HD 110113/HD 110113 :
HD 110113, également connue sous le nom de TOI-755, est une étoile semblable au Soleil à une distance du système solaire d'environ 346,5 années-lumière (106,2 parsecs) et située dans la constellation du Centaure. Un système planétaire a été découvert en orbite autour de cette étoile en 2021.
HD 11025/HD 11025 :
HD 11025 (HR 525) est un binaire astrométrique présumé dans la constellation circumpolaire sud des Octans. Il a une magnitude apparente de 5,67, ce qui le rend visible à l'œil nu s'il est vu dans des conditions idéales. Située à 378 années-lumière, elle s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de 18 km/s. La composante visible est une géante jaune de classe spectrale G8 III. À l'heure actuelle, il a 2,61 fois la masse du Soleil, mais à l'âge de 500 millions d'années, il s'est étendu à 9,52 fois le rayon du Soleil. Il brille à 56 L☉ de sa photosphère agrandie à une température effective de 5 128 K, lui donnant une lueur jaune. HD 11025 a une métallicité solaire et tourne avec une vitesse de rotation projetée modérée de 7,5 km/s.
HD 110432/HD 110432 :
HD 110432 est une étoile Be au sud-est de Crux, derrière le centre de la sombre nébuleuse du sac de charbon de l'hémisphère sud. Il a une classification stellaire de B1IVe, ce qui signifie qu'il s'agit d'une étoile sous-géante de classe B qui affiche des raies d'émission dans son spectre. Il s'agit d'une étoile variable de type Gamma Cassiopeiae, indiquant qu'il s'agit d'une étoile à coquille avec un disque de gaz circumstellaire autour de l'équateur, et porte la désignation d'étoile variable BZ Crucis. On ne sait pas qu'elle fait partie d'un système binaire, bien qu'elle soit probablement membre de l'amas ouvert NGC 4609. Cette étoile est modérément lumineuse dans la bande des rayons X, avec une émission d'énergie variable de 1032–33 erg s− 1 dans la gamme 0,2−12 keV. L'émission de rayons X peut être causée par une activité magnétique, ou éventuellement par accrétion sur un compagnon nain blanc.
HD 110458/HD 110458 :
HD 110458 est une étoile unique dans la constellation sud du Centaure. Il porte la désignation Bayer w Centauri, tandis que HD 110458 est l'identifiant de l'étoile dans le catalogue Henry Draper. L'étoile a une teinte orange et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de +4,66. Il est situé à une distance d'environ 191 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale de -12 km/s. Sur la base de son mouvement spatial, OJ Eggen l'a répertorié en 1972 comme un membre probable du groupe Hyades. La classification stellaire de HD 110458 est K0III, ce qui indique qu'il s'agit d'une étoile géante vieillissante qui a épuisé l'approvisionnement en hydrogène de son noyau. On estime qu'il a 2,6 milliards d'années avec 1,7 fois la masse du Soleil et s'est étendu à 11,6 fois la circonférence du Soleil. L'étoile rayonne 61 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère agrandie à une température effective de 4 682 K.
HD 110956/HD 110956 :
HD 110956 est une étoile unique dans la constellation sud de Crux. Il est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,62. La distance à cette étoile est d'environ 385 années-lumière basée sur la parallaxe et elle dérive plus loin avec une vitesse radiale de 15,5 km/s. C'est un membre probable du sous-groupe inférieur Centaurus-Crux de l'association Scorpius-Centaurus. Il s'agit d'une étoile de la séquence principale de type B avec une classification stellaire de B2/3V. C'est une jeune étoile, estimée à environ 8 millions d'années, avec six fois la masse du Soleil. L'étoile tourne avec une vitesse de rotation projetée de 22 km/s. Il rayonne environ 400 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 16 780 K. Il existe plusieurs compagnons visuels positionnés près de HD 110956. Le plus brillant d'entre eux, avec une magnitude visuelle de 8,93, est situé à une séparation angulaire de 51,1 "le long d'un angle de position de 166 °, à partir de 2020. Ce compagnon a été signalé par JFW Herschel en 1834. Il s'agit d'une variable α2 CVn avec la désignation BR Cru.
HD 111031/HD 111031 :
HD 111031 (50 G. Corvi) est une étoile double dans la constellation sud de Corvus. Avec une magnitude visuelle apparente de 6,87, il est considéré comme trop faible pour être facilement visible à l'œil nu. La distance à cette étoile est de 102 années-lumière, mais elle se rapproche du Soleil avec une vitesse radiale de -20 km/s. Il a une magnitude absolue de 4,42. L'étoile a un mouvement propre relativement important, traversant la sphère céleste à une vitesse angulaire de 0,289 arcsec an−1. Cet objet est un analogue solaire avec une classification stellaire de G5 V ; une étoile de séquence principale de type G comme le Soleil qui génère de l'énergie grâce à la fusion d'hydrogène du noyau. Il a environ cinq milliards d'années et est chromosphériquement inactif, avec une vitesse de rotation projetée de 1,7 km/s. L'étoile a 1,13 fois la masse et 1,27 fois le rayon du Soleil. Il rayonne 1,5 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 836 K.En 2020, un compagnon stellaire a été identifié à l'aide d'une imagerie à contraste élevé. Les auteurs de l'étude considèrent qu'il s'agit très probablement d'une étoile de séquence principale de type K avec une classe de K5V, une séparation angulaire de 1″ le long d'un angle de position (PA) de 300° correspondant à une séparation projetée de 30 UA, et d'environ 11– 15% de la masse du Soleil. Une étude indépendante publiée en 2021 a identifié un compagnon grâce à l'imagerie du chatoiement. Ils proposent qu'il s'agit d'une naine rouge faible avec une classe de M6 ou plus et une différence de magnitude visuelle de 7,9 ou plus par rapport à la primaire. Elle est située à une séparation de 1,06″ le long d'une AP de 121°, à partir de 2021. En 2022, la présence d'une naine brune compagnon de cette étoile a été confirmée. Il a une masse de 54,167+5,319−6,149 MJ et orbite à une distance de 13,101+0,750−1,092 UA avec une période de 46,740+3,194−4,870 ans.
HD 111232/HD 111232 :
HD 111232 est une étoile de la constellation sud de Musca. Il est trop faible pour être visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 7,59. La distance à cette étoile est de 94,5 années-lumière basée sur la parallaxe. Elle s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale de +104 km/s, étant arrivée à moins de 14,1 années-lumière il y a environ 264 700 ans. La magnitude absolue de cette étoile est de 5,25, ce qui indique qu'elle aurait été visible à l'œil nu à ce moment-là. Il s'agit d'une ancienne étoile à disque épais de population II dont l'âge est estimé à douze milliards d'années. C'est une étoile de séquence principale de type G avec une classification stellaire de G8 V Fe-1.0, indiquant une sous-abondance anormale de fer dans l'atmosphère stellaire. L'étoile a 80% de la masse du Soleil et 88% du rayon du Soleil. Il tourne lentement avec une vitesse de rotation projetée de 0,4 km/s. L'émission de rayons X n'a ​​pas été détectée, suggérant un faible niveau d'activité coronale. L'étoile rayonne 70% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 648 K.
HD 111232_b/HD 111232b :
HD 111232 b est une planète extrasolaire qui orbite à près de 2 UA avec une masse minimale de 6,8 fois celle de Jupiter. Cette planète a été découverte à l'observatoire de La Silla par Michel Mayor à l'aide du spectrographe CORALIE le 30 juin 2003, ainsi que six autres planètes, dont HD 41004 Ab, HD 65216 b, HD 169830 c, HD 216770 b, HD 10647 b et HD 142415 b. Une mesure astrométrique de l'inclinaison et de la masse réelle de la planète a été publiée en 2022 dans le cadre de Gaia DR3.
HD 111395/HD 111395 :
HD 111395 est une étoile unique et variable dans la constellation nord de Coma Berenices. Il a la désignation d'étoile variable LW Com, abréviation de LW Comae Berenices ; HD 111395 est la désignation du catalogue Henry Draper. L'étoile a une teinte jaune et est juste assez brillante pour être à peine visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente qui fluctue autour de 6,29. Basé sur des mesures de parallaxe, il est situé à une distance de 55,8 années-lumière du Soleil. L'étoile se rapproche avec une vitesse radiale de -8,9 km/s. Il fait partie du groupe cinématique stellaire Eta Chamaeleontis. Cet objet est une étoile de la séquence principale de type G avec une classification stellaire de G7V. Il s'agit d'une variable BY Draconis dont la luminosité varie d'environ 0,10 de magnitude sur une période de 15,8 jours, ce qui est interprété comme la période de rotation de l'étoile. (Messina et al. (2003) soupçonnent que la période de rotation réelle pourrait être la moitié de celle-ci : 7,9 jours.) Elle possède une chromosphère active et est une source d'émission de rayons X. L'étoile a environ un milliard d'années avec une vitesse de rotation projetée de 3,8 km/s. Il a une métallicité légèrement supérieure au soleil - le terme utilisé par les astronomes pour désigner l'abondance relative d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium. La masse de l'étoile est 8% supérieure à celle du Soleil, mais elle a 93% du rayon du Soleil. Il rayonne 80% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5649 K. Un excès d'infrarouge indique qu'un disque de débris froids orbite autour de l'étoile à une distance de 17,48 UA avec une température moyenne de 60 K. Le disque a une masse estimée à 5,86×10−6 M🜨.
HD 111456/HD 111456 :
HD 111456 est une étoile jaune-blanche dans la constellation circumpolaire nord d'Ursa Major. Il est faiblement visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 5,85. Basé sur un décalage de parallaxe annuel de 38,2 mas vu de la Terre, il est situé à environ 85 années-lumière du Soleil. L'étoile se rapproche du Soleil avec une vitesse radiale de -18 km/s. HD 111456 est un membre de l'amas de noyau du Ursa Major Moving Group, un ensemble d'étoiles qui se déplacent dans l'espace avec un cap et une vitesse similaires. Six autres étoiles du noyau du groupe sont des membres éminents de l'astérisme de la Grande Ourse. La classification stellaire de cette étoile est F7 V, indiquant qu'il s'agit d'une étoile de séquence principale de type F ordinaire. Il est jeune, âgé d'environ 300 à 400 millions d'années, et tourne avec une vitesse de rotation projetée relativement élevée de 41,5 km/s. C'est l'une des étoiles de type F les plus actives connues, et c'est un puissant émetteur de rayons X et une source extrême d'UV. C'est un binaire astrométrique avec une période de quatre ans et un rapport de masse de 0,5. Par conséquent, le compagnon peut être une jeune étoile naine blanche.
HD 111597/HD 111597 :
HD 111597 est un système stellaire binaire astrométrique présumé dans la constellation sud du Centaure. Il porte la désignation Bayer p Centauri, tandis que HD 111597 est l'identifiant de l'étoile du catalogue Henry Draper. Le système est visible à l'œil nu sous la forme d'un faible point lumineux d'une magnitude visuelle apparente de 4,90. Il est situé à une distance d'environ 380 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe et a une magnitude absolue de -0,53. Le système est un membre probable de l'association Sco OB2 d'étoiles co-mobiles. La composante visible est une étoile de séquence principale de type B avec une classification stellaire de B9V.
HD 111915/HD 111915 :
HD 111915 est une étoile unique dans la constellation sud du Centaure. Il porte la désignation Bayer e Centauri, tandis que HD 111915 est l'identifiant de l'étoile dans le catalogue Henry Draper. Il s'agit d'une étoile géante vieillissante avec une classification stellaire de K3-4III. Il est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de +4,33. La distance à cette étoile est d'environ 294 années-lumière basée sur la parallaxe.
HD 111968/HD 111968 :
HD 111968, également connue sous la désignation Bayer n Centauri, est une étoile unique dans la constellation sud du Centaure. C'est une étoile de couleur blanche qui est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de +4,25. L'étoile est située à une distance d'environ 149 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe. La vitesse radiale de l'étoile est mal contrainte, avec une valeur estimée de 2,5 km/s. Elle est classée comme étoile de type A mais il y a eu un désaccord sur la classe de luminosité. A. de Vaucouleurs en 1957 a trouvé une classe de III, suggérant qu'il s'agit d'une étoile géante évoluée. OJ Eggen a donné une classe de V en 1962, tout comme RO Gray et RF Garrison en 1989, indiquant qu'il s'agit d'une étoile de la séquence principale. En 1979, N. Houk a trouvé une classe de IV, ce qui signifie qu'il s'agit d'une étoile sous-géante. HD 111968 est une jeune étoile, âgée d'environ 400 millions d'années, avec 1,6 fois la masse du Soleil. Il tourne avec une vitesse de rotation projetée de 92 km/s. L'étoile rayonne 34 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 7 835 K.
HD 112014/HD 112014 :
HD 112014 est un système stellaire dans la constellation nord de Camelopardalis. Il est faiblement visible sous la forme d'un point lumineux avec une magnitude visuelle apparente de 5,92. La distance à ce système est d'environ 415 années-lumière sur la base des mesures de parallaxe. Les étoiles HD 112028 et HD 112014 ont été identifiées comme une étoile double par FGW Struve en 1820 et sont répertoriées comme WDS 12492 + 8325 A et B, respectivement, dans le Catalogue Washington Double Star. La nature binaire du composant B, ou HD 112014, a été découverte par JS Plaskett en 1919. Il s'agit d'un binaire spectroscopique à double ligne avec une période orbitale de 3,29 jours et une excentricité (ovalisation) de 0,04. Ils sont séparés par 0,0759 UA (11,35 Gm). Les deux composants sont des étoiles de séquence principale de type A.
HD 112028/HD 112028 :
HD 112028 est une étoile évoluée de la constellation nord de Camelopardalis. Il a des particularités spectrales qui ont été interprétées comme une coquille, ainsi que des lignes de magnésium et de silicium relativement faibles. Sa classe spectrale a été attribuée de différentes manières entre B9 et A2, et sa classe de luminosité entre une sous-géante et une géante brillante. À une séparation angulaire de 21,47″ se trouve le binaire spectroscopique HD 112014 légèrement plus faible, composé d'une paire d'étoiles de séquence principale de type A . HD 112028 et HD 112014 ensemble sont connues sous le nom d'étoile binaire Struve 1694.
HD 112410/HD 112410 :
HD 112410 est une étoile de la constellation sud de Musca. Il a une teinte jaune et est trop sombre pour être facilement visible à la vue moyenne, ayant une magnitude visuelle apparente de 6,86. La distance à cette étoile est de 513 années-lumière basée sur la parallaxe, et elle s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale de 73 km/s. Il a une magnitude absolue de 1,22. Il s'agit d'une étoile géante vieillissante avec une classification stellaire de G8III. Il se refroidit et se dilate le long de la branche géante rouge, ayant évolué hors de la séquence principale après avoir épuisé son approvisionnement principal en hydrogène. Il a actuellement 10 fois le rayon du Soleil. Les estimations de masse vont de 1,21 à 2,32 fois la masse du Soleil. L'étoile a une métallicité inférieure au Soleil - ce que les astronomes appellent l'abondance d'éléments avec plus de masse que l'hélium - et elle tourne avec une vitesse de rotation projetée de 3,3 km/s. Il rayonne 50,5 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère agrandie à une température effective de 4 793 K.
HD 113337/HD 113337 :
HD 113337 (LDS 2662 A) est le composant principal du système stellaire binaire LDS 2662, à environ 118 années-lumière de la Terre. L'étoile principale de la séquence principale appartient à la classe spectrale de F6. Le système stellaire est extrêmement jeune, et il est légèrement enrichi en éléments lourds, avec une abondance de ces éléments à environ 115 % de celle du Soleil. L'étoile primaire est entourée d'un disque de débris découvert par l'observatoire spatial Herschel, et l'avion du disque est probablement désaligné avec les orbites planétaires de 17 à 32 °. La température effective de ce disque est de 55 K. La possibilité d'autres compagnons stellaires à proximité de l'étoile primaire a été écartée en 2016, pour des séparations projetées supérieures à 5″ (181 UA). L'existence d'un compagnon secondaire (appelé LDS 2662 B, ou LSPM J1301 + 6337) a été découvert en 2001 et confirmé comme étant lié au primaire en 2007. Initialement considéré comme une seule étoile naine rouge, en 2012, le compagnon a été découvert comme étant en fait une paire de naines rouges presque identiques, de classe spectrale M3.5, en orbite à une distance de 7,2 ± 2,6 UA, avec une période de 39 ans.
HD 113538/HD 113538 :
HD 113538 (Gliese 496.1) est une étoile avec deux compagnons planétaires dans la constellation sud du Centaure. Il est beaucoup trop faible pour être vu à l'œil nu à une magnitude visuelle apparente de 9,05. La distance à cette étoile est de 53 années-lumière et elle dérive plus loin avec une vitesse radiale de +39 km/s. Il s'agit d'une étoile de la séquence principale de type K d'un type spectral tardif, classée K9Vk :. Il présente une activité chromosphérique avec un cycle stellaire d'au moins quatre ans et est pauvre en métaux. L'étoile a 58,5% de la masse et 53% du rayon du Soleil. Il ne rayonne que 12,7% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 4 462 K.
HD 113538_b/HD 113538b :
HD 113538 b est une exoplanète située à environ 51 années-lumière de la Terre dans la constellation du Centaure. Elle orbite autour de son étoile (HD 113538) une fois tous les 263,3 jours, la plaçant au bord extérieur de la zone habitable. Cependant, il s'agit très probablement d'une géante gazeuse sans surface solide.
HD 113538_c/HD 113538 c :
HD 113538 c est une exoplanète située à environ 51 années-lumière de la Terre dans la constellation du Centaure. Elle orbite autour de son étoile (HD 113538) une fois tous les 1657 jours, la plaçant au bord extérieur de la zone habitable. Cependant, il s'agit très probablement d'une géante gazeuse sans surface solide.
HD 113703/HD 113703 :
HD 113703, également connu sous la désignation Bayer f Centauri, est un système stellaire multiple dans la constellation sud du Centaure. La magnitude visuelle apparente combinée de ce système est de +4,71, ce qui est suffisant pour le rendre faiblement visible à l'œil nu. La distance à ce système est d'environ 390 années-lumière sur la base des mesures de parallaxe. Il est membre du sous-groupe Lower Centaurus Crux de l'association Scorpius–Centaurus. Le primaire de f Centauri est une étoile de séquence principale de type B aux teintes bleu-blanc avec une classification stellaire de B4V. C'est une jeune étoile dont l'âge est estimé à environ 92 millions d'années et qui tourne rapidement avec une vitesse de rotation projetée de 140 km/s. Un compagnon proche avec une magnitude K de 9,16, désigné composant C, a été détecté en 2002 à une séparation angulaire de 1,55″. En 2013, un compagnon spectroscopique du primaire a été observé à l'aide d'une interférométrie à longue ligne de base, les deux composants étant désignés Aa et Ab. Un compagnon faible, de magnitude 10,8, composant B, a été signalé pour la première fois par JFW Herschel en 1836. était situé à une séparation de 11,6″ le long d'un angle de position de 78°. Il s'agit d'une étoile de type K avec une classe de K0Ve, montrant une émission dans les lignes Calcium H et K. Il partage un mouvement spatial commun avec le primaire, indiquant une relation physique probable. L'astre affiche une forte surabondance en lithium, ce qui démontre son jeune âge. Il se situe à environ 0,8 magnitude au-dessus de la séquence principale de l'âge zéro et se contracte donc toujours en tant qu'étoile post-T Tauri. Une émission de rayons X a été détectée à partir de cette étoile.
HD 113766/HD 113766 :
HD 113766 est un système stellaire binaire situé à 424 années-lumière de la Terre en direction de la constellation du Centaure. Le système stellaire a environ 10 millions d'années et les deux étoiles sont légèrement plus massives que le Soleil. Les deux sont séparés par un angle de 1,3 secondes d'arc, ce qui, à la distance de ce système, correspond à une séparation projetée d'au moins 170 AU. la poussière entourant l'étoile HD 113766 A. On pense que la ceinture de poussière dense, plus de 100 fois plus massive que la ceinture d'astéroïdes du système solaire, s'effondre pour former une planète rocheuse qui, une fois formée, se trouvera dans la zone terrestre habitable de l'étoile où l'eau liquide peut exister à sa surface. HD 113766 représente le système le mieux compris dans une classe croissante d'objets qui devrait fournir plus d'indices sur la façon dont les planètes rocheuses comme la Terre se sont formées.
HD 114386/HD 114386 :
HD 114386 est une étoile de 9e magnitude située à environ 91 années-lumière dans la constellation du Centaure. C'est une naine orange, et plutôt sombre par rapport au Soleil. On peut le voir avec un télescope ou de bonnes jumelles. En 2004, l'équipe de recherche de planètes extrasolaires de Genève a annoncé la découverte d'une planète extrasolaire en orbite autour de l'étoile.
HD 114386_b/HD 114386b :
HD 114386 b est une exoplanète en orbite autour de l'étoile HD 114386. La planète orbite autour de l'étoile sur une orbite plutôt excentrique. La distance moyenne de l'étoile est de 1,62 UA, un peu plus que la distance entre Mars et le Soleil. Au périastre, la planète s'approche presque aussi près que la Terre orbite autour du Soleil, et à l'apoastre, la distance est deux fois plus grande.
HD 114533/HD 114533 :
HD 114533 (HR 4976) est une étoile solitaire de la constellation circumpolaire sud du Caméléon. Il a une magnitude apparente de 5,84, ce qui permet de le voir à l'œil nu dans des conditions idéales. Situé à environ 2 100 années-lumière, l'objet s'approche du système solaire avec une vitesse radiale héliocentrique d'environ −18 km/s. Il s'agit d'une supergéante de type F ou G avec 3,78 fois la masse du Soleil et 66,92 fois le rayon de le soleil. Il brille à 861 L☉ de sa photosphère agrandie à une température effective de 4 765 K, lui donnant une lueur jaune orangée. HD 114533 est déficient en métal en raison d'une métallicité de seulement 38% de celle du Soleil et tourne modestement avec une vitesse de rotation projetée de 9,2 km/s.
HD 114613/HD 114613 :
HD 114613 (Gliese 501.2) est une sous-géante jaune de cinquième magnitude située à environ 67 années-lumière dans la constellation du Centaure. L'étoile est l'hôte d'une planète géante à longue période et peut éventuellement être en orbite par plus.
HD 114729/HD 114729 :
HD 114729 est une étoile de 7e magnitude à environ 118 al (36,1 pc) de distance dans la constellation du Centaure. Comme le Soleil (G2V), c'est une naine jaune (type spectral G0V). C'est à peu près la même masse que le Soleil, mais deux fois plus lumineux. Cela indique un âge beaucoup plus élevé, peut-être plus de 10 milliards d'années. HD 114729 a un compagnon co-mobile désigné HD 114729 B, ce dernier ayant 25,3% de la masse du Soleil et une séparation projetée de 282 ± 10 UA.
HD 114729_b/HD 114729b :
HD 114729 b est une planète extrasolaire située à environ 114 années-lumière dans la constellation du Centaure. Cette planète est probablement légèrement moins massive que Jupiter. C'est un "Jupiter excentrique" c'est-à-dire qu'il n'orbite pas très près de l'étoile comme le célèbre 51 Pegasi b mais plus loin et son orbite est très ovale. La distance moyenne de l'étoile est de 2,11 UA, soit environ le double de la distance entre la Terre et le Soleil. Au périastre, la planète n'est qu'à 1,43 UA de l'étoile (comparable à la distance de Mars au Soleil), et à l'apoastre, la distance orbitale est de 2,72 UA (ceinture intérieure d'astéroïdes).
HD 114762/HD 114762 :
HD 114762 est un système triple étoile situé à environ 126 années-lumière (38,6 pc) dans la constellation de Coma Berenices. Il se compose d'une étoile de séquence principale de type F jaune-blanc (HD 114762 A) et de deux compagnons nain rouge ou brun (HD 114762 Ab et HD 114762 B) distants d'environ 0,36 et 130 UA. Les deux sont des sous-nains à faible teneur en métal. Les planètes autour de ces étoiles pauvres en métaux sont rares (trois cas connus sont HD 22781, HD 111232 et HD 181720). Un télescope ou des jumelles solides sont nécessaires pour voir le primaire. HD 114762 avait été utilisée par les scientifiques comme une "étoile standard", dont la vitesse radiale est bien établie, mais avec la découverte du compagnon spectroscopique HD 114762 Ab, son utilité en tant qu'étoile standard a été remise en question.
HD 114762_b/HD 114762b :
HD 114762 b est une petite étoile naine rouge, dans le système HD 114762, autrefois considérée comme une planète extrasolaire gazeuse massive, à environ 126 années-lumière (38,6 pc) dans la constellation de Coma Berenices. Ce compagnon optiquement non détecté de l'étoile de séquence principale de type F tardive HD 114762 a été découvert en 1989 par Latham et al., et confirmé dans un article d'octobre 1991 par Cochran et al. On pensait qu'il s'agissait de la première exoplanète découverte (bien que son existence ait été confirmée après celles autour de PSR B1257 + 12.) L'objet orbite autour de l'étoile primaire tous les 83,9 jours à une distance approximative de 0,37 UA, avec une excentricité orbitale de 0,57 ; à titre de comparaison, cette orbite est similaire à celle de Mercure mais avec presque trois fois l'excentricité. Sur la base des seules mesures de vitesse radiale, il a été estimé qu'il avait une masse minimale de 11,069 ± 0,063 MJ (à 90°) et une masse probable d'environ 63,2 MJ (à 10°). Cependant, l'analyse de sa perturbation astrométrique de son étoile hôte en 2019 a révélé qu'elle avait une inclinaison extrêmement faible de seulement 6,23+1,97−1,26 degrés, ce qui lui donne une masse réelle de 107+20−27 MJ et la place bien en dehors de la plage de masses planétaires (moins de 13 MJ) Cependant, maintenant qu'il a été découvert qu'il ne s'agissait pas d'une planète, les planètes trouvées en orbite autour de PRS B1257 + 12 étaient en effet les premières exoplanètes jamais découvertes. Lors d'un événement célébrant la carrière du découvreur David Latham et en présence de ses collègues et collaborateurs, l'objet a été officieusement surnommée "Latham's Planet". Cependant, ce nom n'a aucun statut officiel auprès de l'Union astronomique internationale.
HD 114783/HD 114783 :
HD 114783 est une étoile avec deux compagnons exoplanétaires dans la constellation équatoriale de la Vierge. Avec une magnitude visuelle apparente de 7,56, il est trop faible pour être visible à l'œil nu, mais c'est une cible facile pour les jumelles. Basé sur des mesures de parallaxe, il est situé à une distance de 68,7 années-lumière du Soleil, mais dérive plus près avec une vitesse radiale de −12 km/s. Il s'agit d'une étoile de la séquence principale de type K de teinte orange avec une étoile stellaire classification de K1V Il a environ 2,5 milliards d'années et est chromosphériquement inactif avec une faible vitesse de rotation projetée de 1,9 km/s. L'étoile a 88% de la masse et 81% du rayon du Soleil. Il irradie 42% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 114 K. En 2001, l'équipe californienne et Carnegie Planet Search a découvert une planète extrasolaire en orbite autour de l'étoile en utilisant la méthode de la vitesse radiale. La découverte a été faite avec le télescope Keck. Un deuxième compagnon a été découvert en 2010.
HD 114783_b/HD 114783b :
HD 114783 b est une exoplanète qui a une masse minimale presque exactement celle de Jupiter. Cependant, comme la vraie masse n'est pas connue, elle peut être plus massive, mais probablement pas beaucoup. Il orbite autour de l'étoile 20% plus loin que la Terre autour du Soleil. L'orbite est assez circulaire.
HD 114837/HD 114837 :
HD 114837 est un système stellaire binaire présumé dans la constellation sud du Centaure. L'étoile la plus brillante est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,90. Il a un compagnon de mouvement propre commun candidat de magnitude 10,2 à une séparation angulaire de 4,2″, à partir de 2014. La distance à ce système, basée sur un décalage de parallaxe annuel de 55,0143″ vu de l'orbite terrestre, est de 59,3 années-lumière. Il se rapproche avec une vitesse radiale héliocentrique de −64 km/s, et approchera à moins de 21,8 al dans environ 240 600 ans. Le composant principal est une étoile de séquence principale de type F avec une classification stellaire de F6 V Fe-0,4 , montrant une légère sous-abondance de fer dans son spectre. Il a environ 3,4 milliards d'années avec 1,14 fois la masse du Soleil et environ 1,3 fois le rayon du Soleil. Cette étoile rayonne 3,12 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 6 346 K.
HD 115004/HD 115004 :
HD 115004 est une étoile unique dans la constellation nord de Canes Venatici. Il est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,94. Basé sur un décalage de parallaxe annuel de 7,10 ± 0,24 mas, il est situé à environ 460 années-lumière du Soleil. L'étoile se rapproche avec une vitesse radiale héliocentrique de -22 km/s. HD 115004 fera son approche la plus proche dans environ 1,7 million d'années à une séparation d'environ 390 al (119,45 pc). Il s'agit d'une étoile géante évoluée, très probablement (97% de chance) sur la branche horizontale, avec une classification stellaire de G8. 5 III CN0.5. La notation suffixe indique une légère surabondance de la molécule CN dans l'atmosphère stellaire. Il a environ 3,2 fois la masse du Soleil et, à l'âge de 440 millions d'années, s'est étendu à 23 fois le rayon du Soleil. L'étoile rayonne environ 242 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère agrandie à une température effective de 4 761 K.
HD 11506/HD 11506 :
HD 11506 est une étoile de la constellation équatoriale de Cetus. Il a une teinte jaune et peut être vu avec un petit télescope mais est trop faible pour être visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 7,51. La distance à cet objet est de 167 années-lumière basée sur la parallaxe, mais il dérive plus près du Soleil avec une vitesse radiale de -7,5 km/s. Il a une magnitude absolue de 3,94. Cet objet est une étoile ordinaire de séquence principale de type G avec une classification stellaire de G0V, ce qui indique qu'il génère de l'énergie via la fusion d'hydrogène en son cœur. Il a environ 1,6 milliard d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 5 km/s. L'étoile a 112% de la masse du Soleil et 106% du rayon du Soleil. Le spectre montre une abondance supérieure à celle du soleil d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium - ce que les astronomes appellent la métallicité. L'étoile rayonne 117% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 833 K.
HD 11506_b/HD 11506b :
HD 11506 b est une planète extrasolaire qui orbite autour de l'étoile HD 11506 à 167 années-lumière dans la constellation de Cetus. Cette planète a été découverte en 2007 par le Consortium N2K utilisant le télescope Keck pour détecter la variation de vitesse radiale de l'étoile provoquée par la planète. Une deuxième planète, HD 11506 c, a été découverte en 2015. En 2022, la masse et l'inclinaison réelles de HD 11506 b ont été mesurées par astrométrie, ainsi que la découverte d'une troisième planète dans le système.
HD 11506_c/HD 11506 c :
HD 11506 c est une planète extrasolaire située à environ 167 années-lumière dans la constellation de Cetus, en orbite autour de l'étoile de séquence principale de type G de 8e magnitude HD 11506. C'est la deuxième planète de ce système, et sa découverte a été revendiquée pour la première fois en 2009 par en utilisant l'analyse bayésienne sur les données précédemment collectées par le Consortium N2K. Cependant, en 2015, des mesures supplémentaires de vitesse radiale ont montré que les paramètres planétaires étaient significativement différents de ceux déterminés par l'analyse bayésienne.
HD 115088/HD 115088 :
HD 115088, également connue sous le nom de HIP 64951, est une étoile située dans la constellation circumpolaire sud du Caméléon. Il a une magnitude apparente de 6,33, ce qui le place près de la limite de visibilité à l'œil nu. Sur la base des mesures de parallaxe du vaisseau spatial Gaia, l'objet est estimé à 412 années-lumière. À cette distance, sa luminosité est diminuée de 0,37 magnitudes en raison de la poussière interstellaire. HD 115088 a une classification stellaire de B9.5/A0 V — intermédiaire entre une étoile de séquence principale B9.5 et A0. Il a 2,85 fois la masse du Soleil et le double du rayon du Soleil. Il rayonne 62,5 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 10 950 K, ce qui lui donne une teinte blanc bleuté. On estime qu'il a 244 millions d'années et qu'il a terminé 52,5% de sa durée de vie dans la séquence principale.
HD 115211/HD 115211 :
HD 115211 est une étoile unique dans la constellation sud de Musca. Il a une teinte orange et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,86. Sa distance de la Terre est d'environ 1 370 années-lumière sur la base de la parallaxe, et elle dérive plus près du Soleil avec une vitesse radiale de -10 km/s. Il a une magnitude absolue de -2,94. C'est une étoile géante/supergéante brillante vieillissante avec une classification stellaire de K2 Ib-II. Il s'agit d'une étoile variable présumée de type inconnu, avec une luminosité mesurée allant de 4,83 à 4,87. Il est estimé à 40 millions d'années, avec 7,1 fois la masse du Soleil. L'approvisionnement en hydrogène étant épuisé en son cœur, il s'est étendu à 123 fois le rayon du Soleil. Il rayonne 3 849 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère gonflée à une température effective de 4 097 K.
HD 115310/HD 115310 :
HD 115310, également connue sous sa désignation Bayer r Centauri, est une étoile de la constellation sud du Centaure. C'est une étoile de couleur orange qui est visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente qui se situe autour de +5,12. Basé sur des mesures de parallaxe, il est situé à environ 257 années-lumière. Il s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale de +12,9 km/s. Cet objet est une étoile géante vieillissante de type K avec une classification stellaire de K1III. Il est classé comme un géant de touffe rouge, ce qui suggère qu'il se trouve sur la branche horizontale subissant la fusion de l'hélium central. L'étoile a 2,7 fois la masse du Soleil et s'est étendue à 11 fois le rayon du Soleil. Il rayonne 67 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère gonflée à une température effective de 5 060 K.
HD 115337/HD 115337 :
HD 115337 est une étoile binaire située dans la constellation circumpolaire nord Camelopardalis. La paire a une magnitude apparente combinée de 6,25, ce qui la place près de la limite de visibilité à l'œil nu. Les mesures de parallaxe placent le système à une distance de 698 années-lumière. Il a une vitesse radiale héliocentrique de -9,4 km/s, indiquant qu'il dérive vers le système solaire. Les composants ont des classifications spectrales de K0 Ib et A8 V, indiquant une supergéante de luminosité inférieure de type K et une étoile de séquence principale de type A (avec incertitude). À l'heure actuelle, le primaire a 3,4 fois la masse du Soleil et un rayon élargi de 16,4 R☉ en raison de son statut évolué. Il rayonne 161 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 160 K, donnant une teinte orange jaunâtre. HD 115337A est pauvre en métal, ayant une abondance de fer seulement 74% des niveaux solaires. Comme la plupart des géantes, elle tourne lentement avec une vitesse de rotation projetée inférieure à 1 km/s. Ironiquement, les caractéristiques de HD 115337A appartiennent à une étoile géante par opposition à une supergéante. Il a même été classé en G5 III ou G8 III, plus conforme aux propriétés ci-dessus. Néanmoins, les mesures optiques de Mason et al. (2001) trouvent que la paire a une séparation moyenne d'une seconde d'arc le long d'un angle de position de 184°.
HD 115404/HD 115404 :
HD 115404 est un système stellaire binaire situé dans la constellation de Coma Berenices. Les mesures de parallaxe effectuées par Hipparcos placent le système à 36 années-lumière, soit 11 parsecs. La magnitude apparente combinée du système est de 6,52, les magnitudes des composants étant de 6,66 et 9,50. Le composant principal, désigné A, est une étoile de séquence principale de type K. Il est environ 70 % plus massif que le Soleil et 0,76 fois plus large. Sa compagne est une naine rouge (M0,5 V). Il a 54,2% de la masse du Soleil et est 0,55 fois plus large. Les deux étoiles tournent l'une autour de l'autre tous les 770 ans et sont séparées d'environ 8″. On pense que le système est assez ancien, entre 5,4 et 13,5 milliards d'années. En 2022, deux exoplanètes, de masse neptunienne et super-jovienne, ont été découvertes en orbite autour de l'étoile primaire en utilisant une combinaison de vitesse radiale et d'astrométrie.
HD 115600/HD 115600 :
HD 115600 est une étoile de la constellation du Centaure et membre de l'association Scorpius-Centaurus, l'association OB la plus proche du Soleil et l'étoile hôte d'un anneau de débris brillant semblable à une ceinture de Kuiper. L'étoile a un type spectral de F2/F3V et est environ 50% plus massif que le Soleil et est situé à environ 110,5 parsecs (360 al) de la Terre. Il a environ 15 millions d'années. Les données du télescope spatial Spitzer ont révélé un grand excès infrarouge compatible avec la présence d'un disque circumstellaire lumineux et poussiéreux.
HD 116029/HD 116029 :
HD 116029 est un système stellaire binaire situé à environ 400 années-lumière. L'étoile sous-géante primaire HD 116029 A appartient à la classe spectrale K1. Son âge est plus jeune que celui du Soleil à 2,7±0,5 milliards d'années. L'étoile primaire est légèrement enrichie en éléments lourds, ayant 130% d'abondance solaire. L'étoile principale n'a pas d'activité d'éruption détectable. En 2016, le compagnon stellaire binaire co-mobile HD 116029 B a été détecté. Il s'agit d'une étoile naine rouge de magnitude visuelle 16. Le compagnon a été confirmé en orbite autour du primaire à une séparation projetée de 171 UA en 2017.
HD 116243/HD 116243 :
HD 116243 est une étoile unique dans la constellation sud du Centaure. Il porte la désignation Bayer m Centauri, tandis que HD 116243 est l'identifiant du catalogue Henry Draper. Cette étoile a une teinte jaune et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de +4,52. Il est situé à une distance d'environ 244 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe et sa magnitude absolue est de 0,01. Il dérive plus loin avec une vitesse radiale de +13,3 km/s.Cet objet est une étoile géante brillante vieillissante avec une classification stellaire de G6IIb Avec l'approvisionnement en hydrogène à son noyau épuisé, il s'est étendu à 12 fois le rayon du Soleil. L'étoile rayonne 89 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère agrandie à une température effective de 5 197 K.
HD 117207/HD 117207 :
HD 117207 est une étoile de la constellation sud du Centaure. Avec une magnitude visuelle apparente de 7,24, il est trop sombre pour être visible à l'œil nu mais peut être vu avec un petit télescope. Basé sur des mesures de parallaxe, il est situé à une distance de 105,6 années-lumière du Soleil. L'étoile se rapproche avec une vitesse radiale de -17,4 km/s. Il a une magnitude absolue de 4,67. Cet objet a une classification stellaire de G7IV-V, montrant des traits spectraux mélangés d'une étoile de séquence principale de type G et d'une étoile sous-géante plus ancienne et évolutive. Il a environ quatre milliards d'années avec une masse 5% plus grande que le Soleil et un rayon 7% plus grand. L'étoile rayonne 1,16 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 644 K. En 2005, une planète a été découverte en orbite autour de l'étoile en utilisant la méthode de la vitesse radiale et a été désignée HD 117207 b. Les éléments orbitaux de cette planète ont été affinés en 2018, montrant une période orbitale de 7,18 ans, un demi-grand axe de 3,79 UA et une excentricité de 0,16. La masse minimale de cet objet est presque le double de celle de Jupiter. Si une planète intérieure est en orbite autour de l'étoile, elle doit avoir une période orbitale ne dépassant pas 3,46 ans pour satisfaire aux critères de stabilité dynamique de Hill.
HD 117207_b/HD 117207b :
HD 117207 b est une planète extrasolaire orbitant à 3,79 unités astronomiques prenant environ 2597 jours pour compléter son orbite autour de HD 117207. Son orbite est d'excentricité modérée. Cette planète a été annoncée en janvier 2005 par Marcy à l'observatoire de Keck. La planète a au moins 1,88 masses de Jupiter.
HD 117440/HD 117440 :
HD 117440, également connu sous sa désignation Bayer d Centauri, est un système stellaire binaire dans la constellation sud du Centaure. Il est visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente combinée de 3,90. La distance à ce système est d'environ 900 années-lumière sur la base des mesures de parallaxe. Il dérive plus près du Soleil avec une vitesse radiale de −2 km/s Une étoile compagnon a été signalée pour la première fois par TJJ See en 1897 à une séparation angulaire de 0,2″ de la primaire. Les éléments orbitaux de la paire ont été publiés par WS Finsen en 1962 puis mis à jour en 1964, donnant une période orbitale de 83,1 ans avec un demi-grand axe de 0,161″ et une excentricité de 0,52. Les deux composants sont des étoiles géantes évoluées de type G avec une teinte jaune semblable au Soleil. Le primaire, le composant A, a une magnitude apparente de +4,64, tandis que le secondaire, le composant B, a une magnitude apparente de +5,03.
HD 117566/HD 117566 :
HD 117566, également connue sous le nom de HR 5091, est une étoile solitaire de couleur jaune située dans la constellation circumpolaire nord Camelopardalis. Il a une magnitude apparente de 5,74, ce qui le rend faiblement visible à l'œil nu. Cet objet est relativement proche à une distance de 291 années-lumière sur la base des mesures de parallaxe Gaia DR3 mais s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de 14 km/s. À sa distance actuelle, la luminosité de HD 117566 est diminuée de 0,12 magnitudes en raison de la poussière interstellaire. surabondance du radical CH dans son spectre. Son stade évolutif n'est pas clair. Un article de 1994 le place dans l'écart de Hertzsprung, indiquant qu'il a cessé la fusion du noyau d'hydrogène et évolue maintenant vers la branche géante rouge (RGB). Cependant, Mishenina et al. (2006) ont déclaré que HD 117566 a déjà dépassé le RVB et se trouve sur la branche horizontale, fusionnant de l'hélium en son cœur. Néanmoins, il a 2,29 fois la masse du Soleil et, à l'âge de 760 millions d'années, il s'est étendu à 7,2 fois le rayon du Soleil. Il rayonne 38,2 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 420 K. HD 117566 a une métallicité solaire et tourne modestement avec une vitesse de rotation projetée de 9 km/s.
HD 117618/HD 117618 :
HD 117618, nommée Döfida par l'UAI, est une étoile unique de couleur jaune dans la constellation sud du Centaure. Avec une magnitude visuelle apparente de 7,17, il est trop faible pour être visible à l'œil nu d'un observateur typique. La distance à cette étoile, déterminée à partir de son décalage de parallaxe annuel de 26,34 ± 0,60 mas vu depuis l'orbite terrestre, est d'environ 124 années-lumière. Elle s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique d'environ +1,6 km/s. Cette étoile est similaire au Soleil, étant une étoile de la séquence principale de type G avec une classification stellaire de G0 V. Elle est environ 10 % plus massive et 17% plus grand que le Soleil, avec un âge estimé à environ quatre milliards d'années et une vitesse de rotation projetée de 3,67 km/s. L'étoile rayonne 1,6 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 6 019 K.
HD 117618_b/HD 117618b :
HD 117618 b, nommée Noifasui par l'UAI, est une exoplanète découverte en orbite autour de l'étoile HD 117618 en septembre 2004. La planète est une petite géante gazeuse de moins d'un cinquième de la masse de Jupiter. Il orbite près de son étoile sur une orbite très excentrique.
HD 117939/HD 117939 :
HD 117939 est une étoile semblable au Soleil dans la constellation sud du Centaure. Avec une magnitude visuelle apparente de 7,29, il est trop faible pour être vu à l'œil nu, mais se situe à portée de jumelles ou d'un petit télescope. Il est situé à une distance de 98,5 années-lumière du Soleil d'après les mesures de parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de +82 km/s. Il s'agit d'une étoile de disque intermédiaire avec un mouvement propre élevé, traversant la sphère céleste à une vitesse angulaire de 0,68 arcsec an−1.Une étoile de séquence principale de type G ordinaire avec une classification stellaire de G4V, cette étoile est une "excellente match pour le Soleil" ; les propriétés atmosphériques de l'étoile en font un quasi jumeau solaire. Il est plus ancien que le Soleil à 6,1 milliards d'années, mais il est plus actif sur le plan chromosphérique. À ce jour, aucun jumeau solaire exact (correspondant précisément à toutes les propriétés importantes du Soleil) n'a été trouvé. Cependant, certaines étoiles sont très proches du Soleil et sont donc surnommées des jumeaux solaires par les astronomes. Un jumeau solaire exact serait une étoile G2V vieille de 4,6 milliards d'années avec une température de 5 778 K, la métallicité correcte et une variation de luminosité solaire de 0,1 %. Les étoiles G2V âgées de 4,6 milliards d'années ou plus ont généralement atteint leur état le plus stable. Une métallicité et une taille appropriées sont également importantes pour une faible variation de luminosité.
HD 118203/HD 118203 :
HD 118203 est une étoile située dans la constellation circumpolaire nord de la Grande Ourse. Il porte le nom propre Liesma, qui signifie flamme, et c'est le nom d'un personnage du poème letton Staburags un Liesma (Staburags et Liesma). Le nom a été sélectionné dans la campagne NameExoWorlds par la Lettonie, lors du 100e anniversaire de l'UAI. La magnitude visuelle apparente de HD 118203 est de 8,06, ce qui signifie qu'elle est invisible à l'œil nu mais qu'elle peut être vue à l'aide de jumelles ou d'un télescope. Basé sur des mesures de parallaxe, il est situé à une distance de 302 années-lumière du Soleil. L'étoile se rapproche avec une vitesse radiale de -29 km/s. Sur la base de sa position et de sa vitesse spatiale, il s'agit très probablement (97 % de chances) d'une ancienne étoile à disque mince. Une exoplanète a été détectée sur une orbite proche autour de l'étoile. Le spectre de cette étoile correspond à une naine de type K avec une classe de K0. Sa magnitude absolue de 3,32 est trop élevée pour une étoile de la séquence principale de type K, ce qui indique qu'elle a commencé à évoluer au stade sous-nain. Ceci est confirmé par la gravité de surface, qui est trop faible pour une étoile naine typique de cette classe. Il a un faible niveau d'activité chromosphérique, ce qui signifie un faible niveau de gigue de vitesse radiale à des fins de détection de planète. L'étoile a 1,23 fois la masse du Soleil et le double du rayon du Soleil. Il a environ 5,4 milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 7,0 km/s. HD 118203 rayonne 3,8 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 741 K. En 2006, un candidat chaud de Jupiter a été signalé sur une orbite excentrique autour de cette étoile. Il a été découvert en utilisant la méthode de la vitesse radiale basée sur l'observation d'étoiles à haute métallicité commencée en 2004. En 2020, il a été découvert qu'il s'agit d'une planète en transit, ce qui a permis de déterminer la masse et le rayon du corps. Cette exoplanète a plus du double de la masse de Jupiter et un rayon 13% plus grand. Le fait que l'étoile mère soit parmi les hôtes planétaires connus les plus brillants (à partir de 2020) en fait un objet intéressant pour une étude plus approfondie.
HD 118203_b/HD 118203b :
HD 118203 b est une planète jovienne qui ne met que 6,13 jours ou 147 heures pour orbiter autour de l'étoile mère HD 118203 à une distance de 0,07 unités astronomiques. La masse exacte n'était pas connue puisque l'inclinaison n'était pas connue jusqu'à ce que TESS détecte la planète. Ce Jupiter chaud est inhabituel car il a une excentricité relativement élevée de 0,31. La planète HD 118203 b s'appelle Staburags. Le nom a été sélectionné dans la campagne NameExoWorlds par la Lettonie, lors du 100e anniversaire de l'UAI. Staburags est le nom d'un personnage du poème letton Staburags un Liesma, et désigne une roche ayant une signification symbolique dans la littérature et l'histoire. HD 118203 b a été découvert en août 2005 à l'Observatoire de Haute-Provence en France par Da Silva qui a utilisé la spectroscopie doppler pour rechercher des changements dans le spectre de l'étoile causés par la gravité de la planète lorsque la planète orbite autour de l'étoile. En 2019, les transits de la planète ont été détectés avec le Transiting Exoplanet Survey Satellite. L'étoile hôte est l'une des étoiles les plus brillantes pour les planètes en transit et HD 118203 b est donc une bonne cible pour les observations de suivi.
HD 118285/HD 118285 :
HD 118285, également connue sous le nom de HR 5115, est une étoile variable située dans la constellation circumpolaire sud du Caméléon. DY Chamaeleontis (DY Cha) est sa désignation d'étoile variable. Il a une magnitude apparente moyenne de 6,32, ce qui le place près de la limite de visibilité à l'œil nu. L'objet est situé relativement loin à une distance de 864 années-lumière sur la base des mesures de parallaxe Gaia DR3 mais s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de 18 km/s. À sa distance actuelle, la luminosité de HD 118285 est diminuée de 0,58 magnitudes en raison de la poussière interstellaire. Il a ensuite été confirmé qu'il s'agissait d'une étoile SPB et a reçu la désignation variable DY Chamaeleontis. Elle oscille entre les magnitudes 6,34 et 6,38 dans la bande passante visuelle avec une période de 23 heures. Il s'agit d'une étoile de type B légèrement évoluée avec une classification stellaire de B8 IV. Contrairement à la classification, les modèles d'évolution stellaire de Zorec et Royer (2012) la modélisent comme une étoile naine qui a terminé 89,1 % de sa vie dans la séquence principale. Il a 3,6 fois la masse du Soleil et 5,5 fois sa circonférence. Il rayonne 293 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 11 350 K, ce qui lui donne une teinte blanc bleuâtre. Il est estimé à 309 millions d'années et tourne modestement avec une vitesse de rotation projetée de 67 km/s.
HD 1185/HD 1185 :
HD 1185 est une étoile double dans la constellation nord d'Andromède. Le primaire, avec une magnitude apparente de 6,15, est une étoile blanche de la séquence principale de type spectral A2VpSi, indiquant qu'elle a des raies d'absorption de silicium plus fortes que d'habitude, ce qui en fait également une étoile Ap. Le compagnon secondaire, qui est à 9,08 secondes d'arc, n'est pas visible à l'œil nu à une magnitude apparente de 9,76. Il partage un mouvement propre et une parallaxe communs avec l'étoile primaire, mais les paramètres orbitaux sont encore inconnus.
HD 118508/HD 118508 :
HD 118508 est une étoile variable dans la constellation nord de Bootes. Il varie légèrement en luminosité avec une amplitude de 0,04 en magnitude.
HD 118889/HD 118889 :
HD 118889 est un système stellaire binaire dans la constellation nord de Bootes. Il est faiblement visible à l'œil nu sous la forme d'un point lumineux d'une magnitude visuelle apparente de 5,57. Le système est situé à une distance d'environ 196 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe stellaire, mais se rapproche avec une vitesse radiale de -26 km/s. Les composants binaires de ce système ont été mesurés pour la première fois par SW Burnham en 1878 et il a reçu le code de découverte BU 612. La paire est en orbite autour d'une période de 22,46 ans avec une excentricité (ovalisation) de 0,545. Le composant principal est une étoile de magnitude 6,35 avec une classification stellaire de F0V, correspondant à une étoile de séquence principale de type F. Il est estimé à 718 millions d'années et tourne rapidement avec une vitesse de rotation projetée de 144 km/s. L'étoile a 1,4 à 1,9 fois la masse du Soleil. Le secondaire est légèrement plus faible à la magnitude 6,47.
HD 119124/HD 119124 :
HD 119124 est un large système d'étoiles binaires dans la constellation circumpolaire de la Grande Ourse. Avec une magnitude visuelle apparente de 6,3, elle se situe en dessous de la limite de luminosité normale des étoiles visibles à l'œil nu dans la plupart des conditions d'observation. Un décalage de parallaxe annuel de 39,24 mas pour la composante A fournit une estimation de distance de 83 années-lumière. Le couple est membre candidat du Castor Moving Group, ce qui implique un âge relativement jeune d'environ 200 millions d'années. HD 119124 se rapproche du Soleil avec une vitesse radiale de −12 km/s. Ce système a d'abord été identifié comme une étoile double par Friedrich von Struve (1793−1864) et catalogué comme la 1774ème entrée de sa liste. En 2015, l'étoile compagnon de type K de magnitude 10,5 était située à une séparation angulaire de 18,10 secondes d'arc le long d'un angle de position de 135 ° par rapport au primaire le plus brillant. Ils semblent être liés gravitationnellement avec une période orbitale estimée à environ 7 000 ans et une séparation projetée linéaire de 444,6 UA. Le primaire, le composant A, est une étoile semblable au Soleil avec une classification stellaire de F8 V, indiquant qu'il s'agit d'un F- étoile de type séquence principale qui génère de l'énergie via la fusion d'hydrogène en son cœur. Il est légèrement plus grand et plus massif que le Soleil et semble légèrement variable. L'étoile rayonne 1,5 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 6 149 K. HD 119124 A affiche un fort excès infrarouge à une longueur d'onde de 70 μm, indiquant un disque circumstellaire en orbite de poussière froide. L'émission correspond à un modèle avec une température de grain de 40 K, indiquant un rayon orbital minimum de 60 UA à partir de l'étoile hôte. La durée de vie estimée des grains est de 84 000 ans - beaucoup plus courte que la durée de vie de l'étoile. Cela suggère que les grains sont reconstitués via des collisions entre un certain nombre de corps plus grands totalisant environ 1 à 6 fois la masse de la Lune. Ce système est une source probable (80,4 % de chance) de la forte émission de rayons X provenant de ces coordonnées.
HD 11964/HD 11964 :
HD 11964 est un système stellaire binaire situé à 110 années-lumière du Soleil dans la constellation équatoriale de Cetus. Il est visible dans des jumelles ou un télescope mais est trop faible pour être vu à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 7,51. Le système dérive plus près du Soleil avec une vitesse radiale de −9 km/s. Deux planètes extrasolaires ont été confirmées en orbite autour de la primaire.
HD 11964_b/HD 11964b :
HD 11964 b est une planète extrasolaire, une géante gazeuse comme Jupiter à environ 110 années-lumière dans la constellation de Cetus. La planète orbite autour de l'étoile sous-géante jaune HD 11964 sur une orbite presque circulaire, prenant plus de 5 ans pour effectuer une révolution autour de l'étoile à une distance de 3,34 unités astronomiques. La planète a été découverte en 2005 et publiée dans le cadre du catalogue des objets à proximité Exoplanètes sous la désignation HD 11964 b. Cependant, depuis lors, il y a eu confusion quant aux désignations des planètes dans le système HD 11964, conduisant certaines sources à désigner cette planète comme "HD 11964 c". Dans une étude récente des propriétés des systèmes planétaires extrasolaires multi-planètes, l'équipe de découverte a déclaré que la désignation correcte pour cette planète est HD 11964 b.
HD 11964_c/HD 11964 c :
HD 11964 c est une planète extrasolaire située à environ 110 années-lumière dans la constellation de Cetus. La planète a été découverte sur une orbite rapprochée autour de l'étoile sous-géante jaune HD 11964. La planète a une masse minimale de 35 fois la masse de la Terre et est située sur une orbite légèrement excentrique qui prend près de 38 jours pour se terminer. HD 11964 c était une planète possible découverte le même jour que HD 11964 b en 2005. HD 11964 c a été proposée pour la première fois dans un article publié en 2007, et finalement confirmée par de nouvelles données présentées dans une revue des systèmes multiplanétaires parue sur le site Web de préimpression arXiv en 2008. Certaines sources ont utilisé la désignation "HD 11964 b" pour cette planète, mais dans leur examen des propriétés des systèmes planétaires extrasolaires multi-planètes, l'équipe de découverte a déclaré que la désignation correcte pour cette planète est HD 11964 c et le système inversé était dû à une confusion liée aux communications privées entre différents groupes d'astronomes.
HD 119921/HD 119921 :
HD 119921 est une étoile unique de couleur blanche dans la constellation sud du Centaure. il a la désignation Bayer z Centauri. Ceci est faiblement visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 5,15. Il forme une étoile double large avec un faible compagnon visuel de magnitude 12,50, qui est situé à une séparation angulaire de 27,20″ à partir de 2010. HD 119921 se rapproche de nous avec une vitesse radiale héliocentrique d'environ −10 km/s, et est actuellement situé à environ 420 ± 10 années-lumière du Soleil. À cette distance, la magnitude visuelle de cette étoile est diminuée de 0,15 par rapport à l'extinction due à la poussière interstellaire. Il s'agit d'une étoile de la séquence principale de type A avec une classification stellaire de A0 V, selon Houk (1979). Cependant, Gray & Garrison (1987) l'ont classé comme B9.5 III-n, suggérant qu'il s'agit d'une étoile géante plus évoluée. HD 119921 tourne rapidement avec une vitesse de rotation projetée de 220 km/s. L'étoile rayonne environ 125 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 8 801 K. En 1983, Molaro et al. ont signalé la présence d'éléments super-ionisés (carbone et silicium triplement ionisés) dans le spectre ultraviolet lointain de HD 119921. Ces caractéristiques anormales ne sont normalement pas détectées à partir d'une étoile dans cette plage de température. Au lieu de cela, ces caractéristiques d'absorption décalées vers le bleu peuvent provenir du milieu interstellaire local.
HD 120084/HD 120084 :
HD 120084 est une étoile de la constellation de la Petite Ourse. D'une magnitude apparente de 5,91, elle est à peine visible à l'œil nu dans le ciel suburbain. C'est une géante jaune de type spectral G7III et d'une température de surface d'environ 4892 K, environ 2,4 fois la masse, 43 fois la luminosité et 9 fois la rayon du Soleil. Il y a une planète connue pour orbiter autour de cette étoile.
HD 120213/HD 120213 :
HD 120213 (HR 5188) est une étoile solitaire de la constellation circumpolaire sud du Caméléon. Il est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 5,94 et est estimé à 910 années-lumière du système solaire. Cependant, l'objet se rapproche avec une vitesse radiale héliocentrique de -35 km/s. HD 120213 a une classification stellaire de K2 III : CN-1 CH -2,5, indiquant qu'il s'agit d'une géante rouge avec une sous-abondance de molécules CH et de radicaux cyano dans son spectre. Elle a également été classée comme une étoile à baryum doux, mais il existe une incertitude quant à la classe spectrale. Il a 4,2 fois la masse du Soleil et un rayon agrandi de 38,6 R☉. Il brille à 503 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 4 401 K, ce qui lui donne une teinte orange. HD 120213 a une métallicité de 56% de celle du Soleil et tourne avec une vitesse de rotation projetée trop faible pour être mesurée avec précision.
HD 12039/HD 12039 :
HD 12039, également connue sous le nom de DK Ceti, est une étoile variable dans la constellation de Cetus à une distance de 135 al (41 pc). Elle est classée comme une variable BY Draconis en raison des changements de luminosité causés par l'activité magnétique de surface couplée à la rotation de l'étoile. La classification stellaire G4V est similaire au Soleil, indiquant qu'il s'agit d'une étoile de la séquence principale qui génère de l'énergie en son cœur grâce à la fusion thermonucléaire de l'hydrogène. La température effective de 5 585 K donne à l'étoile une teinte jaune. Il a à peu près la même masse que le Soleil, mais n'émet que 89% de la luminosité du Soleil. Il s'agit d'une jeune étoile avec des estimations d'âge allant de 7,5 à 8 millions d'années à 30 millions d'années. En 2006, un champ de débris a été découvert en orbite autour de cette étoile grâce aux observations infrarouges du télescope spatial Spitzer. On pense que ces débris sont une ceinture d'astéroïdes. La température mesurée des débris est de 110 K, ce qui les place sur une orbite entre 4 et 6 UA de l'étoile, soit à peu près la même distance où Jupiter orbite autour du Soleil. Ce disque de débris peut avoir été créé par l'éclatement d'un seul planétésimal de 100 km de diamètre lors d'une collision. Le système stellaire ne montre aucune émission excessive à 70 μm, ce qui indique qu'il n'a pas de disque de poussière extérieur froid. L'étoile a été examinée pour la présence d'une planète extrasolaire avec une masse comprise entre 2 et 10 masses de Jupiter et une distance orbitale de 3-15,5 UA. Au lieu de cela, en 2007, un compagnon stellaire proche a probablement été découvert. Cet objet est séparé du primaire par 0,15 seconde d'arc, ce qui le rend peu susceptible d'être un objet d'arrière-plan. Cette étoile a été proposée comme membre de l'association Tucana-Horologium (Tuc-Hor), un flux de jeunes étoiles avec un mouvement commun à travers espacer. L'association Tuc-Hor a environ 30 millions d'années. Les composantes de la vitesse spatiale de cette étoile sont [U, V, W] = [−0,6, −16,3, 5,0] km/s. Il orbite autour de la galaxie de la Voie lactée avec une excentricité orbitale de 0,06, avec une distance qui varie de 7,11 à 8,01 kpc du noyau galactique. L'inclinaison de son orbite la porte jusqu'à 90 parsecs au-dessus du plan galactique.
HD 12055/HD 12055 :
HD 12055 est un système stellaire binaire astrométrique candidat dans la constellation sud de Phoenix, près de la frontière est de la constellation avec Eridanus. Il est de teinte jaune et est visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,82. Le système est situé à une distance d'environ 249 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de +13 km/s. La composante visible est une étoile géante vieillissante avec une classification stellaire de G6III- IIIb. L'approvisionnement en hydrogène de son noyau étant épuisé, l'étoile s'est refroidie et s'est dilatée hors de la séquence principale - à l'heure actuelle, elle a dix fois la circonférence du Soleil. Il a environ un milliard d'années avec 2,4 fois la masse du Soleil et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 6 km/s. L'étoile rayonne 71 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 196 K. Ce système est la source la plus probable d'émission de rayons X provenant de ces coordonnées.
HD 120987/HD 120987 :
HD 120987 (y Centauri ou y Cen) est un système stellaire situé dans la constellation du Centaure. HD 120987 est un système stellaire quintuple situé à 50 pc (163 années-lumière) du Soleil. Le système a une magnitude apparente de 5,565. Sur la base de la parallaxe du système, il est situé à environ 172 années-lumière (52 parsecs). HD 120987 semble être une seule étoile de type F avec la classification spectrale F4V, mais une inspection plus approfondie révèle qu'il s'agit de deux étoiles principales de type F similaires. -étoiles séquentielles avec des classifications spectrales de F0V et F1V, respectivement. Les deux orbitent l'un autour de l'autre tous les 373 ans, et sont séparés de 1,519 secondes d'arc tout en prenant une orbite très excentrique.
HD 121056/HD 121056 :
HD 121056, également connue sous le nom de HIP 67851, est une étoile géante de type K située à 209 années-lumière dans la constellation du Centaure. Sa température de surface est de 4867 ± 49 K. La concentration d'éléments lourds de HD 121056 est similaire à celle du Soleil, avec un indice de métallicité Fe/H de 0,020 ± 0,031, bien que l'étoile soit enrichie en éléments rocheux plus légers comme le magnésium et l'aluminium.
HD 121228/HD 121228 :
HD 121228 est une étoile supergéante bleue située dans la constellation du Centaure. L'étoile est connue pour sa proximité visuelle avec la nébuleuse planétaire SuWt 2.
HD 12139/HD 12139 :
HD 12139 est une étoile de couleur orange dans la constellation du zodiaque nord du Bélier. Avec une magnitude visuelle apparente de 5,89, c'est une étoile sombre qui est juste visible à l'œil nu dans de bonnes conditions d'observation. Il est situé à environ 351 années-lumière (107,5 pc) du Soleil, sur la base de la parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale de -2 km/s. Avec une forte probabilité, il est considéré comme un membre du courant d'Hercule. Cet objet est une géante rouge vieillissante avec une classification stellaire de K0III-IV, ce qui signifie qu'il a épuisé son noyau d'hydrogène et qu'il est en expansion. À l'heure actuelle, il a 11 fois la circonférence du Soleil. L'étoile a environ deux milliards d'années avec 1,7 fois la masse du Soleil. Il rayonne 58 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 4 780 KA Le compagnon de magnitude 9,36 est situé à une séparation angulaire de 199,70″ du primaire le long d'un angle de position de 9°, à partir de 2015. Il n'est pas clair si les deux sont physiquement associés.
HD 121439/HD 121439 :
HD 121439, également connue sous le nom de HR 5240, est une étoile solitaire de couleur blanc bleuâtre située dans la constellation circumpolaire sud Apus. Il a une magnitude apparente de 6,08, ce qui lui permet d'être faiblement visible à l'œil nu. L'objet est situé relativement loin à une distance de 774 années-lumière sur la base des mesures de parallaxe Gaia DR3 mais s'éloigne avec une vitesse radiale assez contrainte de 4 km/s. À sa distance actuelle, la luminosité de HD 121439 est diminuée de 0,57 magnitudes en raison de la poussière interstellaire. Il s'agit d'une étoile géante évoluée avec une classification stellaire de B9 III. Il a 3,26 fois la masse du Soleil mais s'est étendu à 5,6 fois sa circonférence. Il rayonne 168 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 9 708 K. Basé sur l'extinction de la bande passante Gaia, HD 121439 a une abondance de fer 1,65 fois celle du Soleil. Cela rend l'objet métal enrichi.
HD 121474/HD ​​121474 :
HD 121474 est une étoile unique dans la constellation sud du Centaure, près de la frontière sud de la constellation avec Circinus. C'est une étoile de couleur orange et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,70. Cet objet est situé à une distance d'environ 212 années-lumière basée sur la parallaxe, et il a une magnitude absolue de 0,67. Il dérive plus loin du Soleil avec une vitesse radiale de +22 km/s. Il s'agit d'une étoile géante vieillissante avec une classification stellaire de K1.5IIIb :, ayant épuisé l'approvisionnement en hydrogène à son cœur puis refroidi et dilaté hors du séquence principale. À l'heure actuelle, il a 13 fois la circonférence du Soleil, avec une métallicité quasi solaire de -0,01. L'étoile rayonne 70 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère agrandie à une température effective de 4 679 K.
HD 121504/HD 121504 :
HD 121504 est une étoile de 8e magnitude dans la constellation du Centaure. C'est une naine jaune (type spectral G2V) et remarquablement similaire au Soleil, à peine plus brillante que α Centauri A. Cependant, elle est située à une distance d'environ 135 années-lumière et n'est donc pas visible à l'œil nu ; des jumelles ou un petit télescope sont nécessaires pour voir cette étoile. Un autre composant, désigné comme SAO 241323 a été proposé comme composant du système. Cependant, l'étoile est un composant binaire optique et est en réalité une étoile géante blanche située à des milliers d'années-lumière. En 2000, l'équipe de recherche de planètes extrasolaires de Genève a annoncé la découverte d'une planète extrasolaire en orbite autour de l'étoile.
HD 121504_b/HD 121504b :
HD 121504 b est une exoplanète qui est probablement légèrement moins massive que Jupiter. Bien que la méthode de vitesse radiale qui a été utilisée pour détecter la planète ne puisse mesurer que la masse minimale de la planète, il est très peu probable que sa masse réelle soit beaucoup plus élevée. HD 121504 b orbite autour de l'étoile à une distance d'environ un tiers de celle de la Terre distance du Soleil, et a une orbite légèrement excentrique.
HD 122430/HD 122430 :
HD 122430 est une étoile unique dans la constellation équatoriale d'Hydra. Il a une teinte orange et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 5,47. L'étoile est située à une distance de 105,6 années-lumière du Soleil basée sur la parallaxe. Il s'agit d'une étoile géante vieillissante avec une classification stellaire de K2–3III. Il a complètement épuisé le carburant hydrogène qui le maintient stable, bien qu'il n'ait que deux milliards d'années, plus jeune que les 4,6 milliards d'années du Soleil. HD 122430 a une masse de 1,6 fois et un rayon de 22,9 fois celui du Soleil. Malgré son jeune âge, il a une métallicité légèrement inférieure, environ 90 %. Il rayonne 190 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 4300 KA. Une exoplanète candidate a été rapportée en orbite autour de l'étoile via la méthode de la vitesse radiale lors d'une conférence en 2003, et désignée HD 122430 b. Il a une période orbitale de 0,94 ans et une excentricité de 0,68. Cependant, une étude de suivi par Soto et al. (2015) n'ont pas réussi à détecter un signal, il reste donc non confirmé.
HD 122563/HD 122563 :
HD 122563 est une étoile géante rouge extrêmement pauvre en métaux et l'étoile pauvre en métaux la plus brillante du ciel. Sa faible teneur en éléments lourds a été reconnue pour la première fois par analyse spectroscopique en 1963. Pendant plus de vingt ans, elle a été l'étoile la plus pauvre en métaux connue, étant plus pauvre en métaux que n'importe quel amas globulaire connu, et c'est l'exemple le plus accessible d'un amas globulaire extrême. population II ou étoile Halo. En tant qu'étoile la plus pauvre en métaux connue, la composition de HD 122563 était cruciale pour contraindre les théories de l'évolution chimique galactique ; en particulier, ses particularités de composition ont fourni des repères pour comprendre l'accumulation d'éléments lourds par nucléosynthèse stellaire dans la Galaxie. Par exemple, il a un excès d'oxygène, [O/Fe] = +0,6, tandis que les proportions de strontium, d'yttrium, de zirconium, de baryum et des éléments lanthanides suggèrent que le procédé s n'a apporté aucune contribution au matériau présent dans le star : dans HD 122563, tous ces éléments sont plutôt des produits du processus r. L'implication est que l'étoile s'est formée à un moment et à un endroit où il n'y avait pas eu assez de temps pour qu'une génération précédente d'étoiles ait produit des éléments de processus s, bien qu'il y ait eu du matériel de processus r présent.
HD 122862/HD 122862 :
HD 122862 (HR 5279) est une étoile solitaire de la constellation circumpolaire méridionale Apus. Il a une magnitude apparente de 6,02, ce qui lui permet d'être faiblement vu à l'œil nu dans des conditions idéales. L'étoile est relativement proche à une distance de 95 années-lumière, mais s'approche du Soleil avec une vitesse radiale de −21,11 km/s.HD 122862 est une sous-géante de type G avec 1,08 fois la masse du Soleil et un diamètre de 1,58 R☉. Il brille à 2,87 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 943 K, ce qui lui donne une lueur jaune. HD 122862 a une abondance de fer de 71 % de celle du Soleil et, à un âge de 6,83 milliards d'années, elle tourne lentement avec une vitesse de rotation projetée de 3,1 km/s.
HD 123569/HD 123569 :
HD 123569 est une étoile unique dans la constellation sud du Centaure, positionnée près de la frontière orientale de la constellation avec Lupus. Cet objet a une teinte jaunâtre et est visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,74. Il est situé à une distance d'environ 176 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, et il a une magnitude absolue de +1,00. L'étoile se rapproche avec une vitesse radiale de -17 km/s. OJ Eggen a signalé cette étoile comme membre du superamas des Hyades. Il s'agit d'une étoile géante vieillissante avec une classification stellaire de G9-III, ayant épuisé l'approvisionnement en hydrogène en son cœur puis évolué hors de la séquence principale en se refroidissant et en se dilatant. À l'heure actuelle, il a environ 8,25 fois la circonférence du Soleil, avec une métallicité légèrement supérieure à celle du Soleil - ce que les astronomes appellent l'abondance d'éléments avec un numéro atomique supérieur à celui de l'hélium. L'étoile rayonne 40 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère agrandie à une température effective de 5089 K.
HD 123657/HD 123657 :
HD 123657, ou BY Bootis, est une étoile variable de magnitude 4,98–5,33V. Cela en fait une étoile sombre à l'œil nu. L'étoile est située près de l'extrémité de la poignée de la Grande Ourse, mais juste à l'intérieur des limites de la constellation de Boötes. C'est une étoile variable géante rouge lente et irrégulière avec une portée inférieure à la moitié d'une magnitude. Il est plus de mille fois plus lumineux que le soleil, seulement 3 500 K mais avec une grande atmosphère élargie.
HD 1237/HD 1237 :
HD 1237 est un système d'étoiles binaire situé à environ 57 années-lumière dans la constellation d'Hydrus (le serpent d'eau). L'étoile visible dans le système, A, est considérée comme un analogue solaire en raison de sa masse proche du soleil. HD 1237 diffère du soleil en ce que HD 1237 est beaucoup plus jeune, a une métallicité élevée, a une température beaucoup plus froide et se trouve dans un système binaire. En 2000, il a été confirmé qu'une planète extrasolaire orbite autour de l'étoile. Il est à noter qu'il s'agit d'une étoile relativement semblable au Soleil, pas très éloignée du Soleil, qui abrite une planète extrasolaire.
HD 124639/HD 124639 :
HD 124639 est une étoile Be dans la constellation sud d'Apus. Il a une magnitude visuelle apparente de 6,42, ce qui en fait un défi à voir à l'œil nu, même dans les meilleures conditions d'observation. Sur la base d'un décalage de parallaxe annuel de 3,41 mas vu de la Terre, il se trouve à 956 années-lumière du Soleil. A cette distance, la magnitude visuelle de l'étoile est diminuée d'une extinction de 0,17 due aux poussières interstellaires. L'étoile s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de +27 km/s. Il s'agit d'une étoile de la séquence principale de type B avec une classification stellaire de B8 Ve. Le suffixe « e » indique la présence de raies d'émission dans le spectre à partir d'un matériau circumstellaire éjecté qui est chauffé par l'étoile hôte. À l'âge de 126 millions d'années, il a accompli 96 % de sa durée de vie sur la séquence principale. Levenhagen et Leister (2006) la classent comme une étoile B9 IVe, ce qui suggère qu'elle a déjà évolué en une étoile sous-géante. HD 124639 tourne rapidement avec une vitesse de rotation projetée de 237 km/s ; la force centrifuge le long de l'équateur est égale à 56% de sa gravité de surface. Le pôle de l'étoile est incliné de 70°±17° par rapport à la ligne de visée depuis la Terre. Il a 4,4 fois la masse du Soleil et rayonne 676 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 12 700 K.
HD 12467/HD 12467 :
HD 12467 est une étoile unique dans la constellation circumpolaire nord de Céphée. Il a une teinte blanche et est à peine visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 6,05. La distance à cet objet est de 231 années-lumière sur la base de la parallaxe, mais il se rapproche avec une vitesse radiale héliocentrique de −9 km/s. Cet objet est une étoile ordinaire de séquence principale de type A avec une classification stellaire de A1.5V , ce qui indique qu'il génère de l'énergie grâce à la fusion d'hydrogène du cœur. Il a 254 millions d'années avec une vitesse de rotation projetée relativement élevée de 130 km/s. L'étoile a 1,8 fois la masse du Soleil et 1,9 fois le rayon du Soleil. Il rayonne 16 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 8 528 K. L'étoile affiche un excès infrarouge avec une signature qui suggère qu'elle a deux disques de débris. Le disque interne est en orbite à 7,4 UA de l'étoile hôte avec une température moyenne de 200 K, tandis que le disque externe est à 50 K à une séparation de 119 UA.
HD 125040/HD 125040 :
HD 125040 est un système stellaire binaire visuel dans la constellation nord de Bootes. Il apparaît comme un point faible de lumière près de la limite inférieure de perception à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente combinée de 6,25. Le système est situé à une distance d'environ 106 années-lumière du Soleil sur la base des mesures de parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale de -7 km/s. Il a un mouvement propre élevé, traversant la sphère céleste à une vitesse angulaire de 0,164 secondes d'arc an−1. Cela a été signalé pour la première fois comme étant un double par JFW Herschel en 1830. Les étoiles orbitent autour d'un demi-grand axe de 122 AU , une période d'environ 956,6 ans et une excentricité de 0,53. Ils ont une masse combinée environ le double de celle du Soleil. Le composant principal est une étoile de séquence principale de type F avec une classification stellaire de F8V. Le système est une source d'émission de rayons X.
HD 125072/HD 125072 :
HD 125072 est une étoile de la constellation sud du Centaure. C'est un défi à voir à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 6,637. L'étoile est située à une distance de 38,6 années-lumière du Soleil en fonction de la parallaxe. Il se rapproche avec une vitesse radiale de −14,9 km/s. Les composantes de la vitesse spatiale de cette étoile sont U=−18,5, V=−6,9 et W=−26,9 km/s. La classification stellaire de cette étoile est K3 IV, correspondant à une sous-géante de type K qui évolue vers une géante . Il a 81% de la masse du Soleil et 83% du rayon du Soleil. L'étoile rayonne 34,7% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 4 858 K. D'après la composition et la cinématique de cette étoile, son âge est estimé à environ 10 milliards d'années. Il tourne avec une vitesse de rotation projetée de 4 km/s.
HD 125248/HD 125248 :
HD 125248 est un système stellaire binaire dans la constellation équatoriale de la Vierge. Il a la désignation d'étoile variable CS Virginis, tandis que HD 125248 est la désignation du catalogue Henry Draper. Ce système est faiblement visible à l'œil nu sous la forme d'un point lumineux avec une magnitude visuelle apparente allant de 5,84 à 5,95. Elle est située à une distance d'environ 280 années-lumière du Soleil sur la base des mesures de parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale héliocentrique de −8 km/s. Cette étoile a été classée comme particulière avec le type spectral A0p dans le catalogue Henry Draper , publié 1918–1924. Cette classe était basée sur la force d'une paire de lignes de silicium ionisé dans son spectre stellaire. En 1931, WW Morgan découvrit que le spectre de l'étoile variait sur une période de plusieurs jours. En particulier, les raies du chrome ionisé et de l'europium variaient considérablement en intensité, allant de fortes à très faibles. Cette variation partage des similitudes avec celles de α2 Canum Venaticorum. Les deux ensembles de lignes varient dans le sens opposé l'un de l'autre, de sorte que les lignes de chrome étaient minimales lorsque les lignes d'europium étaient maximisées, et vice versa. En 1947, AJ Deutsch a trouvé une période de 9,295 jours pour la variation. HW Babcock a examiné l'étoile en utilisant des spectrogrammes de Coudé en 1947, trouvant un champ magnétique général d'une force d'environ 5 500 Gauss aux pôles. À l'époque, c'était le champ magnétique le plus puissant observé dans une étoile. Il a remarqué que le champ magnétique était variable, et il montrait la polarité opposée lorsque les lignes d'europium étaient au minimum par rapport à lorsqu'elles étaient au maximum. Des observations ultérieures ont montré que la période et l'amplitude de la variation étaient stables dans le temps. En 1950, DWN Stibbs a proposé pour la première fois un «modèle de rotateur oblique» pour expliquer les propriétés de cette étoile, dans laquelle son champ magnétique est verrouillé à un angle par rapport à l'axe de rotation. L'étoile affiche des variations de vitesse radiale qui suggèrent qu'il s'agit d'une binaire spectroscopique à une seule ligne avec une période de 4,4 ans et une excentricité orbitale de 0,21. La composante visible a une classification stellaire de A1p SrCrEu, ce qui indique qu'il s'agit d'une étoile Ap particulière magnétique avec des anomalies d'abondance proéminentes de strontium, de chrome et d'europium dans son atmosphère. Il a le double de la masse et presque le double du rayon du Soleil. L'étoile a environ 234 millions d'années et tourne avec un taux de rotation de 9,3 jours. Il rayonne 42 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 9 850 K. Il s'agit d'une étoile variable Alpha2 Canum Venaticorum dont la luminosité est modulée par sa rotation. L'imagerie Doppler magnétique de l'étoile suggère que le champ magnétique s'écarte fortement d'une simple géométrie dipolaire.
HD 125288/HD 125288 :
HD 125288 est une étoile unique dans la constellation sud du Centaure. Il a la désignation Bayer v Centauri (minuscule V); tandis que HD 125288 est l'identifiant de l'étoile dans le catalogue Henry Draper. L'objet a une teinte bleu-blanc et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,30. Basé sur des mesures de parallaxe, il est situé à une distance d'environ 1 230 années-lumière du Soleil. Il s'agit d'une étoile candidate en fuite qui se déplace vers l'ouest et retombe dans le plan galactique. Elle a une magnitude absolue de -3,56. Cette étoile supergéante massive de type B a une classification stellaire de B5Ib/II ou B6Ib. Il a environ 37 millions d'années et a 8 fois la masse du Soleil. L'étoile s'est agrandie à 19 fois la circonférence du Soleil et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 23 km/s. Il rayonne 806 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 7 081 K. En 2016, un astérisme comprenant HD 125288 (SAO 241641) a été officieusement identifié en l'honneur de David Bowie.
HD 125351/HD 125351 :
HD 125351 ou A Boötis (A Boo) est un binaire spectroscopique dans la constellation de Boötes. Le système a une magnitude apparente de +4,97, avec un spectre correspondant à une étoile géante de type K. Il se trouve à environ 233 années-lumière de la Terre.
HD 125442/HD 125442 :
HD 125442 est une étoile unique dans la constellation sud du Lupus. Sa magnitude visuelle apparente est de 4,78, visible à l'œil nu. La distance à HD 125442, déterminée à partir de son décalage de parallaxe annuel de 22,1 mas, est de 147 années-lumière. Il s'agit d'une étoile sous-géante de type F avec une classification stellaire de F0 IV, ayant, à l'âge de 614 millions d'années, épuisé l'hydrogène de son noyau et entamé le processus d'évolution vers une étoile géante. Il a 1,49 fois la masse du Soleil et rayonne 19 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 7 344 K. L'étoile affiche un taux de rotation élevé avec une vitesse de rotation projetée de 148 km/s.
HD 125595/HD 125595 :
HD 125595 est une étoile avec un proche compagnon Neptunien dans la constellation sud du Centaure. Avec une magnitude visuelle apparente de 9,03, cette étoile est trop faible pour être vue à l'œil nu. Il est situé à une distance de 92 années-lumière du Soleil d'après les mesures de parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de +4,5 km/s. L'étoile a un mouvement propre élevé, traversant la sphère céleste et une vitesse angulaire de 0,57 seconde d'arc an−1. Il s'agit d'une étoile de séquence principale de type K ordinaire avec une classification stellaire de K4V(k), ce qui indique qu'il s'agit d'une petite étoile qui génère de l'énergie en son cœur grâce à la fusion de l'hydrogène. Il a environ huit milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 1,5 km/s, ce qui lui donne une période de rotation de 37 jours. L'étoile montre un niveau modéré d'activité chromosphérique en raison de taches d'étoiles ou de fléaux. Il est plus petit, plus froid, plus sombre et moins massif que le Soleil, mais montre une métallicité atmosphérique plus élevée.
HD 125612/HD 125612 :
HD 125612 est un système stellaire binaire avec trois compagnons exoplanétaires dans la constellation équatoriale de la Vierge. Il est trop faible pour être visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 8,31. Le système est situé à une distance de 188 années-lumière du Soleil sur la base des mesures de parallaxe, mais il se rapproche avec une vitesse radiale de −18 km/s. Le composant primaire de couleur jaune, désigné HD 125612 A, est un composant ordinaire Étoile de séquence principale de type G avec une classification stellaire de G3V, ce qui indique qu'elle génère de l'énergie par fusion d'hydrogène en son cœur. Il a environ 1,4 milliard d'années et est riche en éléments lourds, avec une abondance de fer 70% supérieure à celle du Soleil. L'étoile a 109% de la masse et 105% de la circonférence du Soleil. Il rayonne 109% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 900 KA L'étoile compagne naine rouge, HD 125612 B, a été détectée en 2009 à une séparation projetée de 4750 UA. La possibilité d'un compagnon beaucoup plus proche de l'étoile primaire a également été suggérée, bien que cela nécessitera plus d'observations pour mieux le définir.
HD 125612_b/HD 125612b :
HD 125612 b est une planète extrasolaire qui orbite autour de l'étoile de séquence principale de type G HD 125612, située à environ 188 années-lumière dans la constellation de la Vierge. Cette planète a été détectée à l'aide de la méthode de spectroscopie doppler et la découverte a été annoncée pour la première fois dans un article soumis au référentiel de préimpression arXiv le 10 avril 2007.
HD 125612_c/HD 125612 c :
HD 125612 c est une planète extrasolaire qui orbite autour de l'étoile de séquence principale de type G HD 125612, située à environ 188 années-lumière dans la constellation de la Vierge. La découverte de cette planète a été annoncée par l'équipe HARPS le 19 octobre 2009, en même temps que 31 autres planètes, dont HD 125612 d.En avril 2010, le télescope spatial Spitzer a été utilisé pour rechercher le transit de cette planète à travers la face de son étoile hôte. La courbe de lumière initiale était cohérente avec un transit, mais de nouvelles observations avec Spitzer en septembre 2010 n'ont pas confirmé le signal de transit. L'analyse des deux courbes de lumière de Spitzer a montré que la possibilité d'un transit n'était que de 0,24% contre 9,7% avant ces observations.
HD 125612_d/HD 125612d :
HD 125612 d est une planète extrasolaire qui orbite autour de l'étoile de séquence principale de type G HD 125612, située à environ 172 années-lumière dans la constellation de la Vierge. La découverte de cette planète a été annoncée par l'équipe HARPS le 19 octobre 2009, en même temps que 31 autres planètes, dont HD 125612 c. En 2022, la masse et l'inclinaison réelles de HD 125612 d ont été mesurées par astrométrie.
HD 125628/HD 125628 :
HD 125628 est un système stellaire binaire dans la constellation du Centaure. Il est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente combinée de 4,76. La distance à ce système est d'environ 380 années-lumière basée sur la parallaxe. Il s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale de +15 km/s. La magnitude absolue est de -0,55. Le composant principal de ce système, le composant A, est une étoile géante vieillissante avec une classification stellaire de G9III et une magnitude visuelle de 5,09. Le compagnon secondaire, désigné composant B, est une étoile de magnitude 6,94 située à une séparation angulaire de 9,10″ du primaire, le long d'un angle de position de 157 °, à partir de 2016. Il s'agit d'une étoile de séquence principale de type F avec une classe de F5V.
HD 125658/HD 125658 :
HD 125658 est une étoile variable candidate dans la constellation nord de Bootes.
HD 125823/HD 125823 :
HD 125823, également connue sous le nom de V761 Centauri ou Centauri, est une étoile variable de la constellation du Centaure. C'est une étoile bleu-blanc visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente moyenne de +4,41. La distance à cette étoile est d'environ 460 années-lumière sur la base des mesures de parallaxe. C'est un membre du sous-groupe supérieur Centaurus-Lupus de l'association Scorpius-Centaurus. par AD Thackeray en 1966. L'étoile va d'une classe B2 forte en hélium à une classe B8 faible en hélium avec une période de 8,82 jours. Les mesures de vitesse radiale au cours des années 1970 ont montré des variations de vitesse différentes pour l'hélium et d'autres éléments. L'intensité du champ magnétique culmine à un maximum négatif en phase avec l'intensité maximale de la ligne d'hélium. Une faible émission a été détectée dans les raies à ionisation unique du silicium, du magnésium et du fer, mais pas dans les raies neutres de l'hydrogène et de l'hélium. Il s'agit d'une étoile magnétique Bp particulière qui montre une variation périodique de la force de ses raies neutres à l'hélium. Elle est classée comme étoile variable de type SX Arietis et sa luminosité varie de la magnitude +4,38 à +4,43 avec une période de 8,82 jours. L'étoile affiche des abondances d'hélium très différentes entre les deux hémisphères et, de manière inhabituelle, de l'hélium-3 a été détecté dans l'hémisphère sud plus faible. Des concentrations d'abondance latitudinale ont été trouvées pour le fer, l'azote et l'oxygène. La variation de la concentration d'hélium affecte la hauteur de l'échelle de densité de l'atmosphère, ce qui fait que les régions riches en hélium ont une luminosité plus faible dans la bande visuelle mais émettent des niveaux plus forts d'ultraviolet lointain.
HD 126009/HD 126009 :
HD 126009 ou CI Bootis est une étoile variable dans la constellation nord de Bootes.
HD 126053/HD 126053 :
HD 126053 est la désignation du catalogue Henry Draper pour une étoile de la constellation équatoriale de la Vierge. Il a une magnitude apparente de 6,25, ce qui signifie qu'il est faiblement visible à l'œil nu. Selon l'échelle de Bortle, il faut un ciel sombre de banlieue ou de campagne pour être vu. Les mesures de parallaxe effectuées par le vaisseau spatial Hipparcos fournissent une distance estimée de 57 années-lumière à cette étoile. Elle se rapproche avec une vitesse radiale héliocentrique de −19,2 km/s. Cette étoile est considérée comme un analogue solaire, ce qui signifie qu'elle est photométriquement analogue au Soleil. Les propriétés physiques de cette étoile sont similaires à celles du Soleil, bien qu'elle soit pauvre en métaux. Comme le Soleil, il a un cycle d'activité magnétique. Il partage un mouvement propre commun dans l'espace avec le système d'étoiles binaires spectroscopiques HD 122742, et dans le passé, les trois ont peut-être formé un système d'étoiles triples. Dans le catalogue Bright Star, il a été noté comme ayant un excès infrarouge. Cela peut avoir été accrété par le système HD 122742 lorsque les trois étoiles étaient plus proches les unes des autres. En 2012, une naine brune a été découverte en orbite autour de cette étoile à une distance de 2630 UA.
HD 126128/HD 126128 :
HD 126128/9 est une étoile triple dans la constellation nord de Bootes. Deux des composants (HD 126128) forment un système stellaire binaire avec une période orbitale de 39,5 ans et une excentricité de 0,25. Le troisième composant (HD 126129), et le membre le plus brillant du trio, se situe à une séparation angulaire de 6,250″ des deux autres.
HD 126141/HD 126141 :
HD 126141 est une étoile variable présumée dans la constellation nord de Bootes.
HD 126200/HD 126200 :
HD 126200 est une étoile naine bleue dans la constellation nord de Bootes. Il a été identifié comme un binaire à éclipses de type Algol, bien que les observations ultérieures ne le confirment pas.
HD 126209/HD 126209 :
HD 126209, également connue sous le nom de HR 5389, est une étoile solitaire de couleur orange située dans la constellation circumpolaire sud Apus. Il a une magnitude apparente de 6,06, ce qui le rend faiblement visible à l'œil nu dans des conditions idéales. Sur la base des mesures de parallaxe du vaisseau spatial Gaia, l'objet est estimé à 560 années-lumière. Il semble s'approcher du système solaire avec une vitesse radiale héliocentrique assez contrainte de -8,1 km/s. De Mederios et al. (2014) ont trouvé que la vitesse radiale était variable, ce qui en fait un binaire spectroscopique probable. Eggen (1993) le répertorie comme un membre de l'ancienne population de disques. Il s'agit d'une géante rouge évoluée avec une classification spectrale de K0/1 III. Cela indique qu'elle a le spectre intermédiaire d'une géante K0 et K1. Il a 1,22 fois la masse du Soleil et, en raison de son état évolué, s'est étendu à 16,8 fois sa circonférence. Il rayonne 196 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère à une température effective de 4 622 K. HD 126209 est dit être déficient en métal, ayant une abondance de fer seulement la moitié de celle du Soleil. Comme la plupart des étoiles géantes, elle tourne lentement, avec une vitesse de rotation projetée inférieure à 1 km/s.
HD 126271/HD 126271 :
HD 126271 est une étoile variable présumée dans la constellation nord de Bootes.
HD 12661/HD 12661 :
HD 12661 est une étoile de séquence principale de type G dans la constellation nord du Bélier. L'étoile est légèrement plus grande et plus massive que le Soleil, avec un âge estimé à sept milliards d'années. Il a deux planètes extrasolaires connues.
HD 126614/HD 126614 :
HD 126614 est un système stellaire trinaire dans la constellation équatoriale de la Vierge. Le membre principal, désigné composant A, est l'hôte d'un compagnon exoplanétaire. Avec une magnitude visuelle apparente de 8,81, il est trop faible pour être vu à l'œil nu. Le système est situé à une distance de 239 années-lumière du Soleil sur la base des mesures de parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale de -33 km/s. La primaire est une étoile tardive de type G avec une classification stellaire de G8IV. C'est une étoile super riche en métaux; parmi les étoiles les plus riches en métaux actuellement connues. Il s'agit très probablement d'une étoile sous-géante en évolution, mais la métallicité très élevée rend difficiles les comparaisons avec les types spectraux standard. En 2010, un compagnon stellaire proche a été résolu et désigné composant B. Cet objet est une naine rouge faible à une séparation angulaire de 0,5″, ce qui correspond à une séparation physique projetée de ~ 36 UA. Des observations plus récentes utilisant la vitesse radiale et l'astrométrie ont affiné les paramètres de HD 126614 B. Il a une période orbitale d'environ 60 ans, avec un demi-grand axe plus petit de 15 UA et une très faible masse de 81,1 MJ. Le compagnon extérieur, désigné LP 680-57, a été signalé pour la première fois en 1960 avec le catalogue de mouvement propre de WJ Luyten. Il s'agit d'une naine rouge de magnitude 17,0 avec une classe de M5,5, située à une séparation angulaire de 41,90 ″ du primaire le long d'un angle de position de 299 °, à partir de 2015. Ils ont une séparation physique projetée de 3 040 UA. Le mouvement propre commun du système a été confirmé, indiquant qu'ils sont gravitationnellement liés. De nombreux catalogues d'étoiles multiples font toujours référence à ce compagnon en tant que composant B, comme on l'appelait avant la découverte du compagnon le plus proche. données de vitesse radiale de l'étoile. En 2010, un compagnon jovien a été annoncé avec une période orbitale de 3,41 ans. En 2022, l'inclinaison et la masse réelle de HD 126614 Ab ont été mesurées par astrométrie.
HD 126614_Ab/HD 126614 Ab :
HD 126614 Ab, ou simplement HD 126614 b, (également connue sous le nom de HIP 70623 b) est une planète extrasolaire qui orbite autour de l'étoile primaire de type K HD 126614 A, située à environ 240 années-lumière dans la constellation de la Vierge. Elle a été découverte le 13 novembre 2009. Cependant, cette planète a une orbite très excentrique autour de son étoile mère. La distance planétaire varie de 0,94 UA à 3,61 UA. HD 126614 A a également la métallicité la plus élevée de toutes les étoiles hébergeant des exoplanètes, à +0,56 dex. En 2022, la masse et l'inclinaison réelles de HD 126614 Ab ont été mesurées par astrométrie.
HD 12661_b/HD 12661b :
HD 12661 b est une exoplanète géante deux fois et demie la masse de Jupiter en orbite autour de l'étoile HD 12661.
HD 12661_c/HD 12661 c :
HD 12661 c est une exoplanète géante une fois et demie la masse de Jupiter en orbite autour de HD 12661.
HD 127304/HD 127304 :
HD 127304 est une étoile double dans la constellation nord de Bootes. La composante la plus brillante est une étoile de séquence principale de type A de sixième magnitude avec une classification stellaire des A0V. Elle a un faible compagnon de magnitude 10,62 à une séparation angulaire de 25,6″ le long d'un angle de position de 256° (à partir de 2013).
HD 127726/HD 127726 :
HD 127726 est un système stellaire binaire dans la constellation nord de Bootes.
HD 128093/HD 128093 :
HD 128093 est une étoile double dans la constellation de Bootes. La composante la plus brillante est une étoile de séquence principale de type F avec une classification stellaire de F5V et une magnitude apparente de 6,33. Il a un compagnon de magnitude 11,33 à une séparation angulaire de 28,1 le long d'un angle de position de 318°.
HD 128198/HD 128198 :
HD 128198 est une étoile géante de la constellation nord de Bootes.
HD 128311/HD 128311 :
HD 128311 est une étoile variable dans la constellation nord de Bootes. Il porte la désignation d'étoile variable HN Bootis, tandis que HD 128311 est la désignation de l'étoile dans le catalogue Henry Draper. L'étoile est invisible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente qui fluctue autour de 7,48. Il est situé à une distance de 53 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale de -9,6 km/s. Deux planètes extrasolaires confirmées ont été détectées en orbite autour de cette étoile. La classification stellaire de HN Boo est K3V, ce qui indique qu'il s'agit d'une étoile de séquence principale de type K. Il s'agit d'une variable de type BY Draconis, dont la luminosité varie de manière aléatoire de 0,04 en magnitude sur une période de 11,54 jours en raison de taches d'étoiles et d'une activité chromosphérique élevée. L'étoile présente une forte émission, ce qui suggère un âge de 0,5 à 1,0 milliard d'années. Il a 82% de la masse du Soleil et 78% du rayon du Soleil. La métallicité de l'étoile, c'est-à-dire son abondance d'éléments plus lourds, apparaît légèrement plus élevée que dans le Soleil. Il rayonne 31% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 4 863 K.
HD 128311_b/HD 128311b :
HD 128311 b est une exoplanète située à environ 54 années-lumière dans la constellation de Boötes. Cette planète orbite sur une orbite excentrique à environ 1,084 UA de son étoile (HD 128311). La planète a une masse minimale de 1,769 masses de Jupiter.
HD 128311_c/HD 128311 c :
HD 128311 c est une exoplanète située à environ 54 années-lumière dans la constellation de Boötes. Cette planète orbite sur une orbite excentrique à 1,74 UA de son étoile (HD 128311). La planète a une masse minimale de 3,22 MJ et les observations astrométriques de 2014 ont révélé que sa masse réelle était de 3,789 MJ.
HD 128333/HD 128333 :
HD 128333 ou CH Bootis est une étoile variable irrégulière dans la constellation nord de Bootes. Il se trouve actuellement sur la branche géante asymptotique du diagramme HR.
HD 128429/HD 128429 :
HD 128429 est un système stellaire binaire situé à une distance de 88 années-lumière du Soleil dans la constellation zodiacale sud de la Balance. Il a une teinte jaune-blanc et est à peine visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 6,20. Le système dérive plus près du Soleil avec une vitesse radiale de −66 km/s et a un mouvement propre élevé, traversant la sphère céleste au rythme de 0,945″ par an. C'est un système stellaire à grande vitesse bien connu avec une vitesse héliocentrique nette de 158,8 km/s. Le système est en orbite autour de la galaxie avec une excentricité élevée de 0,62, ce qui l'éloigne d'aussi près que 4,1 à 17,5 kpc du centre galactique. Cette étoile s'est avérée être un système binaire basé sur les variations des données de vitesse radiale collectées. du satellite Hipparcos. La paire a une période orbitale de 2,97 ± 0,21 ans avec des données photométriques donnant une séparation angulaire de 21,28 ± 2,88 mas. Les observations du Gaia DR2 fournissent un demi-grand axe linéaire estimé à 1,589 UA. L'excentricité de l'orbite est inconnue, mais a été supposée proche de zéro. Le membre visible de ce système, désigné composant Aa, a une classification stellaire de F6V. Superficiellement, elle ressemble à une étoile de séquence principale de type F vieille de 2 à 3 milliards d'années qui génère de l'énergie par fusion d'hydrogène du cœur. Cependant, l'étoile présente des anomalies qu'il est difficile d'expliquer par le processus normal de formation d'étoiles. Le premier est l'orbite à grande vitesse de l'étoile à travers la Voie lactée, ce qui serait très difficile à accomplir pour une jeune population que j'étoile. Le second est un rapport d'abondance fer/magnésium [Fe/Mg] anormalement bas. Cela suggère fortement qu'il s'agit d'une ancienne étoile de population II qui s'est formée au début de la phase d'éclatement d'étoiles de la galaxie il y a environ 12 milliards d'années - une période où des niveaux élevés de magnésium ont été libérés lors des explosions de supernovae d'étoiles massives. Les deux anomalies peuvent s'expliquer par un transfert de masse qui a converti une étoile beaucoup plus ancienne en traînard bleu. Les preuves suggèrent que le compagnon, Ab, est une étoile naine blanche qui a évolué à partir d'une étoile de séquence principale de type F ou G avec une étoile similaire. masse au primaire actuel. Lorsque le composant Ab est devenu une géante rouge, il a débordé de son lobe de Roche et un transfert de masse a eu lieu. La naine blanche a maintenant moins de la moitié de la masse du Soleil, ayant transféré une fraction substantielle de sa masse au primaire actuel. L'interaction aurait circularisé l'orbite de la paire. Le primaire actuel a 1,32 fois la masse du Soleil et 1,39 fois le rayon du Soleil. Il a une faible métallicité et est totalement dépourvu de lithium. L'étoile tourne avec une vitesse de rotation projetée de 16,2 km/s. Il rayonne 2,75 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 6 341 K. Le système est une source d'émission de rayons X.
HD 129116/HD 129116 :
HD 129116 est une étoile binaire dans la partie nord-est de Centaurus, à l'est de Menkent. Il est également connu sous sa désignation Bayer de b Centauri, tandis que HD 129116 est l'identifiant de l'étoile dans le catalogue Henry Draper. Cet objet a une teinte bleu-blanc et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de +4,01. Il est situé à une distance d'environ 325 années-lumière (100 parsecs) du Soleil sur la base de la parallaxe et a une magnitude absolue de -1,07. L'étoile primaire est une étoile chaude de type B avec un type spectral de B3V et une masse de 5 à 6 fois la masse solaire. L'étoile secondaire est un proche compagnon séparé d'environ 1 UA, avec jusqu'à 4,4 fois la masse solaire. En 2021, une exoplanète massive a été découverte par imagerie directe en orbite autour de la paire d'étoiles (une planète circumbinaire) à une distance d'environ 560 UA.
HD 129132/HD 129132 :
HD 129132 est un système stellaire triple dans la constellation nord de Bootes. Il est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente combinée de 6,13. La distance à ce système est d'environ 382 années-lumière sur la base de la parallaxe, et il s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale de +1,7 km/s. Ce système a été découvert comme binaire spectroscopique par l'Observatoire fédéral d'astrophysique en 1923. Il a ensuite été démontré qu'il s'agissait d'un système triple étoile en 1937 par William E. Harper et Guy H. Blanchet. La paire interne a une période orbitale de 101,6 jours et une excentricité de 0,117, le primaire formant la composante visible de cette paire. Le troisième composant forme un système visuel avec la paire interne, en orbite avec une période de 9,27 ans et une excentricité de 0,073. Le composant principal semble être une étoile géante vieillissante avec une classification stellaire de F4III, bien qu'il ait également été classé comme un Étoile de séquence principale de type G de type G0V. Il a environ un milliard d'années avec deux fois la masse du Soleil. L'étoile s'est étendue à 17 fois le rayon du Soleil et rayonne 236 fois la luminosité du Soleil à une température effective de 5 488 K. Elle tourne avec une vitesse de rotation projetée de 25,3 km/s.
HD 129357/HD 129357 :
HD 129357 est une étoile de type G dans la constellation de Bootes située à environ 154 années-lumière du Soleil. Les propriétés mesurées de cette étoile sont très similaires à celles du Soleil, ce qui en fait un jumeau solaire candidat. Cependant, il a une abondance de lithium inférieure à celle du Soleil et semble plus de 3 milliards d'années plus vieux, il pourrait donc plutôt s'agir d'un analogue solaire. Il a été suggéré par l'astronome Olin Eggen que cette étoile est un membre du groupe d'étoiles mobiles Wolf 630 qui partagent un mouvement commun dans l'espace. Les composantes de la vitesse spatiale de HD 129357 sont (U, V, W) = (+21,3, −36,3, −32,0).
HD 129445/HD 129445 :
HD 129445 est une étoile de type G trouvée dans la constellation du Circinus située à environ 220 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe. Il est invisible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 8,80. L'étoile a été sous l'observation du programme Magellan Planet Search en raison de sa magnitude visuelle absolue et de sa métallicité élevée. Le programme Magellan a mené 17 tests de vitesse Doppler, qui s'étendent sur une période orbitale complète. Les résultats ont conduit le programme à détecter une planète baptisée HD 129445 b dont les lectures étaient précises par rapport au modèle orbital de Kepler.
HD 129445_b/HD 129445b :
HD 129445 b est une exoplanète excentrique géante gazeuse de Jupiter en orbite autour de l'étoile HD 129445 qui a été découverte par le programme Magellan Planet Search en 2010. Sa masse est de 1,6 fois celle de Jupiter, et il faut 5 ans pour terminer une orbite autour de HD 129445, un G- étoile de type à environ 210 années-lumière.
HD 129456/HD 129456 :
HD 129456, également connue sous sa désignation Bayer c1 Centauri (c1 Cen), est une étoile de la constellation du Centaure. c¹ Centauri est une géante orange de type K avec une magnitude apparente de +4,06. Il se trouve à environ 209 années-lumière de la Terre.
HD 129685/HD 129685 :
HD 129685 est une étoile unique dans la constellation sud du Centaure. Il est également connu sous sa désignation Bayer c2 Centauri, tandis que HD 129685 est l'identifiant de l'étoile dans le catalogue Henry Draper. Cet objet a une teinte blanche et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de +4,92. Il est situé à une distance d'environ 231 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe et sa magnitude absolue est de 0,83. L'étoile se rapproche avec une vitesse radiale d'environ −5 km/s. Deux classifications stellaires différentes ont été rapportées pour cette étoile. Une classe d'A0Vn attribuée par Abt et Morrell (1995) indique qu'il s'agit d'une étoile de séquence principale de type A à rotation rapide, tandis qu'un type d'A0IVnn, selon Gray et Garrison (1987), suggère qu'il s'agit d'une sous-géante un peu plus évoluée. Star. Il a environ 239 millions d'années avec 2,1 fois la masse du Soleil et tournerait près de sa vitesse de rupture. L'étoile rayonne 45 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 9 323 K.

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Hugh Adair

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