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mercredi 28 décembre 2022

HD 81817


HD 29559/HD 29559 :
HD 29559 est une étoile solitaire de la constellation sud de Caelum. Il a une magnitude apparente de 6,40, ce qui le place près de la visibilité maximale à l'œil nu. L'étoile est située à une distance de 408 années-lumière d'après les mesures de parallaxe, mais s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de 24,2 km/s.HD 29559 a une classification stellaire A5 IV-V — une classe de luminosité intermédiaire entre une étoile de la séquence principale et sous-géant. Elle a alternativement été classée comme A3 Vs : , indiquant qu'il s'agit d'une étoile de séquence principale de type A avec des raies d'absorption nettes (étroites) dues à une rotation lente. Cependant, il y a une incertitude derrière la classe. Il a 2,19 fois la masse du Soleil et un diamètre légèrement agrandi de 3,17 R☉. Il rayonne à 35 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 7 852 K, ce qui lui donne une teinte blanche. Contrairement à la deuxième classification, HD 29559 tourne rapidement avec une vitesse de rotation projetée de 176 km/s et a une métallicité solaire. On estime qu'il a 719 millions d'années et qu'il a terminé 85,9% de sa durée de vie dans la séquence principale.

HD 29573/HD 29573 :
HD 29573 est un système stellaire binaire dans la constellation de l'Éridan. Il a une magnitude visuelle apparente combinée de 4,99, ce qui le rend visible à l'œil nu. Basé sur un décalage de parallaxe annuel de 15 mas, il est situé à 217 années-lumière du Soleil. Le système s'éloigne de la Terre avec une vitesse radiale héliocentrique de +3 km/s. La nature binaire de ce système a été découverte grâce à des observations faites avec le vaisseau spatial Hipparcos. La paire tourne l'une autour de l'autre avec une période de 41 ans et une excentricité de 0,8. La composante primaire de magnitude 5,19 a une classe A1, 2,28 fois la masse du Soleil, et est une étoile chimiquement particulière suspectée. Le secondaire a une magnitude de 7,22, 1,56 fois la masse du Soleil et une classe de F2. Le système présente un éventuel excès d'infrarouge dû à la poussière circumstellaire.
HD 29587/HD 29587 :
HD 29587 est une étoile semblable au Soleil avec un compagnon nain brun candidat dans la constellation nord de Persée. Il a une magnitude visuelle apparente de 7,29, ce qui signifie qu'il est trop faible pour être vu à l'œil nu. Basé sur un décalage de parallaxe annuel de 36,3 mas, il est situé à 89,8 années-lumière. L'étoile s'éloigne de la Terre avec une vitesse radiale héliocentrique de +113 km/s, étant arrivée à moins de 55,8 al il y a environ 148 000 ans. C'est une étoile à halo hyper-vitesse se déplaçant à une vitesse de 170 km/s par rapport à la norme locale de repos. Cette ancienne étoile a une classification stellaire de G2 V, correspondant à une étoile de séquence principale de type G. Il a 78% de la masse du Soleil et rayonne 80% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 709 K.
HD 29697/HD 29697 :
HD 29697 (Gliese 174, V834 Tauri) est une étoile variable de type BY Draconis dans la constellation du Taureau. Il a une magnitude apparente d'environ 8 et est distant d'environ 43 al.
HD 3/HD 3 :
HD 3 est une étoile unique de couleur blanche dans la constellation nord d'Andromède. Avec une magnitude visuelle apparente de 6,71, elle est inférieure à la limite de luminosité nominale pour la visibilité à l'œil nu typique, mais peut toujours être visible par certains observateurs dans des conditions d'observation idéales. Sur la base d'un décalage de parallaxe annuel de 6,3137 ± 0,0826 mas, il est situé à environ 517 années-lumière. L'étoile se rapproche avec une vitesse radiale héliocentrique de −18 km/s, et fera périhélie dans environ 2,9 millions d'années à une séparation d'environ 351 ly (107,71 pc). La classification stellaire de cette étoile est A1 Vn, ce qui l'indique est une étoile de séquence principale de type A avec des lignes "nébuleuses" dues à une rotation rapide. C'est une étoile candidate Lambda Boötis, classée comme chimiquement particulière par Abt & Morrell (1995). Murphy et al. (2015) classent la probabilité d'adhésion comme incertaine. HD 3 a 2,36 fois la masse du Soleil et environ 1,9 fois le rayon du Soleil. Il tourne avec une vitesse de rotation projetée de 228 km/s. L'étoile rayonne environ 43,5 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective d'environ 9 057 K.HD 3 a deux compagnons visuels. Le composant B est une étoile de magnitude 13,70 à une séparation angulaire de 16″ le long d'un angle de position (PA) de 107 °, à partir de 2016. La troisième étoile, le composant C, est de magnitude 10,58 et se trouve à une séparation de 21″ le long d'un PA de 235°, également à partir de 2016.
HD 30080/HD 30080 :
HD 30080, également connue sous le nom de HR 1509, est une étoile solitaire de couleur orange située dans la constellation sud de Caelum, le ciseau. Il a une magnitude apparente de 5,66, ce qui lui permet d'être faiblement visible à l'œil nu. Les mesures de parallaxe de Gaia DR3 placent l'objet à une distance de 612 années-lumière. Il semble s'approcher du système solaire avec une vitesse radiale héliocentrique de -3,8 km/s. Eggen (1989) le répertorie comme un membre de la population de disques épais. HD 30080 est une géante rouge évoluée avec une classification stellaire de K3 III. Il se trouve actuellement sur la branche géante rouge, générant de l'énergie en fusionnant une coquille d'hydrogène autour d'un noyau d'hélium inerte. Il a 116% de la masse du Soleil mais s'est étendu à 41,6 fois sa circonférence. Il rayonne 299 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère agrandie à une température effective de 4 262 K. Le HD 30080 a une métallicité solaire et tourne lentement avec une vitesse de rotation projetée de <1 km/s.
HD 30177/HD 30177 :
HD 30177 est une étoile de 8e magnitude située à environ 182 années-lumière (56 parsecs) dans la constellation du Dorado. L'étoile est une naine jaune, un type d'étoile jaune qui fusionne de l'hydrogène dans son noyau. Car si cette étoile est de type G tardif, elle est plus froide et moins massive que le Soleil, mais de plus grand rayon. Il est 1,8 fois plus vieux que le Soleil. Ce système stellaire contient deux planètes extrasolaires connues.
HD 30177_b/HD 30177b :
HD 30177 b est une planète extrasolaire située à environ 181,6 années-lumière dans la constellation de Dorado, en orbite autour de l'étoile HD 30177.
HD 30432/HD 30432 :
HD 30432, également connue sous le nom de HR 1526, est une étoile solitaire de couleur orange située dans la constellation sud de Caelum, le ciseau. Il a une magnitude apparente de 6,04, ce qui le rend légèrement visible à l'œil nu s'il est vu dans des conditions idéales. Sur la base des mesures de parallaxe du vaisseau spatial Gaia, l'objet est estimé à 310 années-lumière. Il semble se rapprocher du système solaire, avec une vitesse radiale assez contrainte de -6 km/s. Eggen (1993) le répertorie comme un membre de l'ancienne population de disques. HD 30432 a une classification stellaire de K1 III, indiquant qu'il s'agit d'une étoile géante évoluée. Il se trouve actuellement sur la branche géante rouge, fusionnant une coquille d'hydrogène autour d'un noyau d'hélium inerte. Il a 2,8 fois la masse du Soleil et est estimé à 455 millions d'années. À cet âge, l'étoile s'est étendue à 9,5 fois le rayon du Soleil et a maintenant une température efficace froide de 4 758 K. Malgré la basse température, HD 30432 brille avec une luminosité 39 fois supérieure à celle du Soleil depuis sa photosphère. Il a une métallicité de 16% en dessous des niveaux solaires, ce qui le rend légèrement déficient en métal. Comme la plupart des géantes, HR 1526 tourne lentement, sa vitesse de rotation projetée étant inférieure à 1,3 km/s.
HD 30442/HD 30442 :
HD 30442 (HR 1527) est une étoile solitaire dans la constellation circumpolaire nord Camelopardalis. Il est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 5,47 et est estimé à 403 années-lumière du système solaire. L'objet a une vitesse radiale héliocentrique de -37 km/s, indiquant qu'il se rapproche. HD 30442 a une classification stellaire de M3 IIIab, indiquant qu'il s'agit d'une géante rouge. Il s'agit d'une étoile à branches géantes asymptotique générant actuellement de l'énergie à l'aide de coquilles d'hydrogène et d'hélium autour d'un noyau de carbone inerte. Il a 109% de la masse du Soleil et a un rayon élargi de 70,8 R☉ en raison de son état évolué. Il rayonne à près de 1 100 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 3 500 K, donnant une teinte rouge. On estime que HD 30442 a une métallicité solaire, avec une abondance de fer équivalente à celle du Soleil. HD 30442 a un compagnon à 120″ le long d'un angle de position de 350°. Il partage un mouvement propre commun avec HD 30442, suggérant une relation physique, mais sa parallaxe indique le contraire.
HD 30453/HD 30453 :
HD 30453 est un système stellaire binaire dans la constellation nord d'Auriga. Il est visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 5,86. Le système est situé à une distance d'environ 334 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe. Il dérive plus loin du Soleil avec une vitesse radiale de 16,65 km/s. Il s'agit d'un système binaire spectroscopique à double ligne avec une orbite essentiellement circulaire et une période d'une semaine. Le composant principal est une étoile chimiquement particulière de type CP1, ou étoile Am, avec une classification stellaire de A8m. Abt et Morrell (1995) l'ont classé comme Am (A7 / F0 / F2), indiquant qu'il a les lignes d'hydrogène d'une étoile A7, la ligne de calcium K d'une étoile F0 plus froide et les kines métalliques d'une classe F2. Il a été mentionné comme étoile variable potentielle. L'étoile a 3,6 fois la circonférence du Soleil et rayonne 38 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 7568 K. Elle a une vitesse de rotation modérée, avec une vitesse de rotation projetée d'environ 16 km/s. Une troisième composante a été détecté en 1987 en utilisant l'interférométrie speckle à une séparation angulaire de 0,04″.
HD 30479/HD 30479 :
HD 30479 (HR 1531) est une étoile solitaire de la constellation circumpolaire sud de la Mensa. Il a une magnitude apparente de 6,04, ce qui le rend à peine visible à l'œil nu, même dans des conditions idéales. Il est situé à une distance de 540 années-lumière mais s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de 10,3 km/s.HD 30479 a une classification stellaire de K2 III, indiquant qu'il s'agit d'une étoile géante de type K précoce et a un diamètre angulaire de 1,01 ± 0,07 mas (après correction de l'assombrissement des membres). Cela donne un rayon 17,99 fois celui du Soleil à sa distance estimée. À l'heure actuelle, il a 1,28 fois la masse du Soleil et rayonne à 116 fois la luminosité du Soleil à une température effective de 4 390 K à partir de sa photosphère agrandie, ce qui lui donne une lueur orange. On pense que HD 30479 est l'un des membres déficients en métal de la population de jeunes disques avec une abondance de fer de 71% de celle du Soleil. Actuellement, il tourne tranquillement avec une vitesse de rotation projetée inférieure à 1 km/s, courante pour les géants.
HD 30562/HD 30562 :
HD 30562 est une étoile de la constellation équatoriale de l'Éridan. Il a une teinte dorée et peut être vu à l'œil nu dans de bonnes conditions de vision, ayant une magnitude visuelle apparente de 5,77. La distance à cette étoile est de 85 années-lumière basée sur la parallaxe. Il dérive plus loin avec une vitesse radiale élevée de + 77 km / s, étant arrivé à moins de 46,8 années-lumière il y a environ 236 000 ans. La classification stellaire de HD 30562 a quelque peu varié selon l'étude, y compris les types G2IV, G5V, et F8V. Il a environ 4,4 milliards d'années et semble être chromosphériquement inactif. L'étoile tourne avec une vitesse de rotation projetée de 5,8 km/s, ce qui lui donne une période de rotation de 24,2 jours. Sur la base de l'abondance de fer apparaissant dans le spectre, la métallicité de cette étoile, ce que les astronomes appellent l'abondance d'éléments de numéros atomiques supérieurs à l'hélium, est d'environ 70 % supérieure à celle du Soleil. HD 30562 a une masse 25 % supérieure à celle du Soleil et un rayon 57 % plus grand. L'étoile rayonne presque trois fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 983 K.
HD 30562_b/HD 30562b :
HD 30562 b est une planète extrasolaire qui orbite autour de l'étoile de séquence principale de type F HD 30562, située à environ 85,4 années-lumière dans la constellation de l'Éridan. Cette planète est inhabituelle car elle orbite sur une trajectoire très ovale comme les comètes du système solaire. Le demi-grand axe de l'orbite est de 2,30 UA et il varie de 0,55 UA à 4,05 UA. Il a une masse minimale de 1,29 fois celle de Jupiter. La période orbitale de cette planète est de 38 mois contre 12 mois pour la Terre. Ce Jupiter excentrique a été découvert le 12 août 2009 en utilisant la méthode de la vitesse radiale qui a été conçue pour étudier l'oscillation des étoiles causée par la gravité de leur planète au cours de leur orbite. Une autre étude l'a confirmé en 2012.
HD 30669/HD 30669 :
HD 30669 est une étoile de couleur jaunâtre-orange située dans la constellation sud de Caelum, le ciseau. Il a une magnitude apparente de 9,11, ce qui le rend facilement visible dans de petits télescopes mais pas à l'œil nu. L'objet est relativement proche à une distance de 188 années-lumière, sur la base des mesures de parallaxe de Gaia DR3. Sa distance au système solaire augmente rapidement, ayant une vitesse radiale héliocentrique de 66 km/s.
HD 30963/HD 30963 :
HD 30963 est une étoile de la constellation de l'Éridan. D'une magnitude apparente de 7,23, elle ne se voit pas à l'œil nu. Les mesures de parallaxe placent l'étoile à une distance d'environ 1 022 années-lumière (313 parsecs). HD 30963 est une étoile tardive de type B. C'est une étoile mercure-manganèse, une classe d'étoiles chimiquement particulière qui a une surabondance de certains éléments comme le mercure. HD 30963 contient 150 000 fois plus de mercure, 2 500 fois plus de platine, 1 000 fois plus d'yttrium et 150 fois plus de zirconium que le Soleil. Il a une masse de 3,3 M☉ et sa température de surface est d'environ 11 500 K. HD 30963 est proche de l'orbite que parcourt le système solaire dans la Voie lactée. Le soleil sera proche de l'emplacement actuel de HD 30963 dans environ 18,5 millions d'années. Des raies d'absorption interstellaires pour Na I sont présentes pour des vitesses inférieures à 10 km/s.
HD 31093/HD 31093 :
HD 31093, également connu sous le nom de HR 1559, est un binaire visuel situé dans la constellation sud de Caelum, le ciseau. Les composants ont une magnitude apparente combinée de 5,83, ce qui les rend faiblement visibles à l'œil nu. Sur la base des mesures de parallaxe du vaisseau spatial Hipparcos, le système est estimé à 268 années-lumière. Ils semblent s'éloigner du système solaire avec une vitesse radiale héliocentrique de 24 km/s. Les composants ont des classifications stellaires de A1 et A4 V, indiquant que les deux sont des étoiles de la séquence principale de type A. Étant donné que les composants ont une séparation de 1⁄4 de seconde d'arc, il est difficile de les distinguer individuellement à travers un télescope. Le primaire a une masse de 1,85 fois celle du Soleil tandis que le secondaire a une masse de 1,58 M☉. Ils mettent 43 ans à s'entourer sur une orbite excentrique.
HD 31529/HD 31529 :
HD 31529, également connue sous le nom de HR 1584, est une étoile solitaire de couleur orange située dans la constellation sud de Caelum, le ciseau. Il a une magnitude apparente de 6,09, ce qui le rend légèrement visible à l'œil nu s'il est vu dans des conditions idéales. Cet objet est situé relativement loin à une distance de 932 années-lumière sur la base des mesures de parallaxe de Gaia DR3, mais s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de 28,4 km/s. Eggen (1989) l'énumère comme un membre de l'ancienne population de disques. Il s'agit d'une étoile géante rouge évoluée avec une classification stellaire de K3 III. Il se trouve actuellement sur la branche géante rouge, générant de l'énergie en fusionnant de l'hydrogène dans une coquille autour de son noyau. Il a 4,8 fois la masse du Soleil et un rayon élargi de 54,06 R☉ en raison de son état évolué. Il rayonne 915 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 4 159 K. Le HD 31529 est légèrement déficient en métal (76 % d'abondance de fer solaire) et tourne modestement avec une vitesse de rotation projetée de 2,1 km/s.
HD 316285/HD 316285 :
HDE 316285 est une étoile supergéante bleue de la constellation du Sagittaire. C'est une variable bleue lumineuse candidate et se situe à environ 6 000 années-lumière dans la direction du centre galactique.
HD 3167/HD 3167 :
HD 3167 est une étoile unique de couleur orange dans la constellation du zodiaque des Poissons qui héberge un système avec trois exoplanètes. L'étoile est trop faible pour être vue à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 8,97. La distance à HD 3167 peut être déterminée à partir de son décalage de parallaxe annuel de 21,1363 mas tel que mesuré par l'observatoire spatial Gaia, ce qui donne une plage de 154 années-lumière. Il a un mouvement propre relativement élevé, traversant la sphère céleste au rythme de 0,204″ par an. Depuis qu'il a été photographié pour la première fois lors de l'étude du ciel de l'observatoire Palomar en 1953, il s'était déplacé de plus de 12,5″ en 2017. L'étoile s'éloigne de la Terre avec une vitesse radiale héliocentrique moyenne de +19,5 km/s. Il s'agit d'un K- ordinaire étoile de type séquence principale avec une classification stellaire de K0 V et aucune variabilité significative. L'étoile a 86% de la masse du Soleil et 86% du rayon du Soleil. C'est une étoile inactive sur le plan chromosphérique et rayonne 56% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 261 K. Le spin de l'étoile affiche une vitesse de rotation projetée relativement faible d'environ 1,7 km/s. Il a une métallicité proche du soleil - un terme que les astronomes utilisent pour désigner la proportion d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium dans une atmosphère stellaire. En octobre 2021, les astronomes ont rapporté que les orbites des exoplanètes détectées hébergées par l'étoile sont étrangement inhabituelles : HD 3167 c ; HD 3167 d) tournent autour de l'étoile sur des orbites polaires, c'est-à-dire des orbites qui passent au-dessus des pôles de l'étoile, tandis que la troisième planète (HD 3167 b) tourne plutôt autour de l'équateur de l'étoile.
HD 31975/HD 31975 :
HD 31975 (HR 1606) est une étoile située dans la constellation circumpolaire sud de la Mensa. Il a une magnitude apparente de 6,28, ce qui est proche du seuil de visibilité à l'œil nu. Il est relativement proche à une distance d'environ 106 années-lumière mais s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de 26,9 km/s.HD 31975 a une classification stellaire de F9 V Fe−0,5, indiquant qu'il s'agit d'une séquence principale de type F étoile avec une légère sous abondance de fer dans son atmosphère. À l'heure actuelle, il a 120% de la masse du Soleil et 146% du rayon du Soleil. Il brille au double de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 6 165 K, lui donnant une lueur jaune-blanche. HD 31975 a une métallicité similaire à celle du Soleil et à un âge de 3,5 milliards d'années, il tourne lentement avec une vitesse de rotation projetée de 6 km/s. Star.
HD 32034/HD 32034 :
HD 32034 (ou R 62) est l'une des sept hypergéantes bleues du Grand Nuage de Magellan et est soupçonnée d'être une étoile coquille. Il se trouve dans l'association lâche d'étoiles désignées NGC 1747.
HD 32188/HD 32188 :
HD 32188 est une étoile variable présumée dans la constellation nord d'Auriga, et est positionnée à peu près entre Eta et Zeta Aurigae. Il a une teinte blanche et est à peine visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente qui fluctue autour de 6,08. La distance à cette étoile est d'environ 3 000 années-lumière, basée sur la parallaxe. Il a une magnitude absolue de −2,87. Cet objet est une étoile géante de type A avec une classification stellaire de A2IIIshe. La notation du suffixe indique qu'il s'agit d'une étoile en coquille, ce qui signifie qu'elle a un spectre particulier indiquant qu'il y a un disque de gaz circumstellaire autour de l'équateur de l'étoile. Alors que la classe de luminosité spectrale est III, l'analyse de sa couleur et de sa luminosité suggère qu'elle ressemble plus à une étoile supergéante. HD 32188 s'est étendu à 30 fois le rayon du Soleil et il tourne avec une vitesse de rotation projetée de 23 km/s. Il rayonne 2 428 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère agrandie à une température effective de 7 350 K.
HD 32309/HD 32309 :
HD 32309 est une étoile unique dans la constellation sud de Lepus. Il a une teinte bleu-blanc et est visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,91. La distance à cet objet est de 197 années-lumière basée sur la parallaxe. Il s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale de +24 km/s. C'est un membre de l'association Columba des étoiles co-mobiles. C'est une étoile de séquence principale de type B avec une classification stellaire de B9V. Il a environ 124 millions d'années et tourne rapidement avec une vitesse de rotation projetée d'environ 300 km/s. Les estimations de masse vont de 2,56 à 3,24 fois la masse du Soleil et il a environ 3,1 fois le rayon du Soleil. L'étoile rayonne 46,5 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 12 450 K.
HD 3240/HD 3240 :
HD 3240 est une étoile unique dans la constellation nord de Cassiopée, positionnée près de Zeta Cassiopeiae. Cet objet a une teinte bleu-blanc et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 5,08. La distance à HD 3240 est d'environ 480 années-lumière sur la base de la parallaxe. À cette distance, la magnitude visuelle de l'étoile est diminuée par une extinction de 0,22 due à la poussière interstellaire. Cette étoile a une classification stellaire de B7 III, correspondant à une étoile géante vieillissante qui a épuisé l'approvisionnement en hydrogène de son noyau. Il a environ 201 millions d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 59 km/s, bien en deçà de sa vitesse critique de 335 km/s. L'étoile a 3,9 fois la masse du Soleil et rayonne 405 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 11 885 K.
HD 32450/HD 32450 :
HD 32450, également connue sous le nom de Gliese 185, est une étoile binaire de la constellation de Lepus. Il est situé à environ 28 années-lumière du système solaire. Cette étoile fera son approche la plus proche du Soleil dans environ 350 000 ans, lorsqu'elle se situera à moins de 14,8 al (4,5 pc).
HD 32453/HD 32453 :
HD 32453 (HR 1631) est une étoile solitaire située dans la constellation sud de Caelum. Avec une magnitude apparente de 6,01, elle est à peine visible à l'œil nu dans des conditions idéales. Cette étoile est située à 407 années-lumière sur la base de son décalage de parallaxe, mais dérive à une vitesse de 5,73 km/s. HD 32453 a une classification de G8 III, qui indique qu'il s'agit d'une étoile évoluée de type G qui a épuisé l'hydrogène à sa noyau et laissé la séquence principale. Il a actuellement 2,40 fois la masse du Soleil, mais à 700 millions d'années, HD 32453 s'est dilaté jusqu'à 10 fois la circonférence de ce dernier (rayon détecté à partir d'un diamètre angulaire de 0,748 mas). Il rayonne à 50 luminosités solaires depuis sa photosphère agrandie à une température effective de 5 032 K, ce qui lui donne une teinte jaune. HD 32453 est légèrement déficient en métal et tourne lentement avec une vitesse de rotation projetée de 2 km/s, commune pour une étoile géante.
HD 32515/HD 32515 :
HD 32515 (HR 1635) est une étoile solitaire située dans la constellation sud de Caelum. Il a une magnitude apparente de 5,9, ce qui le rend faiblement visible à l'œil nu dans des conditions idéales. L'étoile est située à une distance de 326 années-lumière mais recule avec une vitesse radiale héliocentrique de 29,4 km/s. HD 32515 a une classification stellaire de K2 III, indiquant qu'il s'agit d'une étoile géante de type K précoce. HD 32515 a un diamètre angulaire de 1,03 ± 0,07 mas (après correction de l'assombrissement des membres) ; cela donne un diamètre de 11,9 fois celui du Soleil à sa distance estimée. À l'heure actuelle, il a 152% de la masse du Soleil et brille à 56,3 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère agrandie à une température effective de 4 540 K, ce qui lui donne une lueur orange. HD 32515 a une métallicité et un âge similaires à ceux du Soleil et tourne lentement avec une vitesse de rotation projetée de 1,4 km/s
HD 32518/HD 32518 :
HD 32518 (HR 1636) est une étoile solitaire dans la constellation circumpolaire nord Camelopardalis. Il a une magnitude apparente de 6,42, ce qui le place près de la visibilité maximale à l'œil nu. Située à environ 400 années-lumière, elle s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de -7,02 km/s.HD 32518 a une classification stellaire de K1 III, indiquant qu'il s'agit d'une étoile géante orange. Situé dans l'extrémité froide de la touffe rouge, l'objet se trouve actuellement sur la branche horizontale. À l'heure actuelle, il a 1,2 la masse du Soleil mais s'est étendu à un rayon de 10,8 R☉. Il brille à 46,4 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère agrandie à une température effective de 4 731 K, lui donnant une lueur orange jaunâtre. HD 32518 est plus ancienne que le Soleil avec un âge de 6,4 milliards d'années et tourne lentement avec une vitesse de rotation projetée de 1,2 km/s−1. Cependant, ce montant est mal limité. Quant à sa métallicité, des études la placent autour du niveau solaire.
HD 32518_b/HD 32518b :
HD 32518 b est une planète extrasolaire qui orbite autour de l'étoile géante de type K HD 32518, située à 399,7 années-lumière dans la constellation des Camelopardalis. Elle a une masse minimale trois fois supérieure à celle de Jupiter et orbite autour de l'étoile géante de masse intermédiaire à une distance de seulement 0,59 UA sur une orbite très circulaire. L'orbite met 10,35 mois pour effectuer un aller-retour autour de l'étoile. Cette planète a été détectée par la méthode de la vitesse radiale le 12 août 2009. Pour le 100e anniversaire de l'IAU HD 32518 et la planète HD 32518b ont été sélectionnées des campagnes NameExoWorlds pour l'Allemagne. Le nom approuvé de la planète HD 32518 b est Neri, du nom de la rivière Neri en Éthiopie, qui traverse des parties du parc national de Mago. Le nom a été suggéré par des élèves d'un cours de physique au Max-Born-Gymnasium de Neckargemünd.
HD 326823/HD 326823 :
HD 326823, également connue sous le nom de V1104 Scorpii, est une étoile binaire contenant une étoile à ligne d'émission unique, qui est en train de passer à une étoile Wolf-Rayet riche en azote, en plus d'être une variable bleue lumineuse candidate, située à 4 142 années-lumière dans la constellation du Scorpion. Le primaire est très évolué, car il est composé presque entièrement d'hélium, et seulement 3% de celui-ci est encore de l'hydrogène, et il a perdu la majeure partie de sa masse au profit du secondaire désormais très massif. Les mécanismes sous-jacents et les transferts de masse dans le système sont comparables à d'autres systèmes W Serpentis, tels que Beta Lyrae et RY Scuti.
HD 32820/HD 32820 :
HD 32820, également connue sous le nom de HR 1651, est une étoile de couleur blanc jaunâtre située dans la constellation sud de Caelum, le ciseau. Il a une magnitude apparente de 6,3, ce qui le place près de la limite de visibilité à l'œil nu. L'objet est situé relativement près à une distance de 103 années-lumière sur la base des mesures de parallaxe de Gaia DR3, mais s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de 29,8 km/s.HD 32820 a une classification stellaire de F8 V, indiquant qu'il s'agit d'un étoile ordinaire de séquence principale de type F qui génère de l'énergie via la fusion d'hydrogène en son cœur. Il a 125% de la masse du Soleil et 133% de son rayon. Il rayonne le double de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 6 227 K. HD 32820 aurait 3,46 milliards d'années, légèrement plus jeune que le Soleil, et a une abondance de fer proche du Soleil. L'étoile tourne modestement avec une vitesse de rotation projetée de 8 km/s et est chromosphériquement inactive
HD 330075/HD 330075 :
HD 330075 est une étoile de la constellation sud de Norma. Il a une teinte jaune et une magnitude visuelle apparente de 9,36, ce qui le rend trop faible pour être vu à l'œil nu - il n'est visible qu'avec un télescope ou des jumelles puissantes. Les mesures de parallaxe fournissent une estimation de distance de 148 années-lumière du Soleil, et il dérive plus loin avec une vitesse radiale de 62 km/s. On estime que l'étoile s'est approchée à 111,5 années-lumière il y a environ 409 millions d'années. Cet objet semble être une naine légèrement évoluée avec une classe spectrale de G5. Autrement dit, il approche de la fin de sa durée de vie principale et devient une étoile sous-géante. L'étoile a une activité chromosphérique très faible et est âgée d'environ cinq milliards d'années. Il est plus petit que le Soleil avec 86% de la masse du Soleil et 85% du rayon solaire. En conséquence, il ne rayonne que 39% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 4 967 K. Il a une métallicité super-solaire, ce qui signifie que l'abondance d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium semble beaucoup plus élevée que dans le soleil.
HD 330075_b/HD 330075b :
HD 330075 b est une planète extrasolaire située à environ 164 années-lumière dans la constellation de Norma. Cette planète orbite autour de l'étoile HD 330075. Elle a été découverte par l'équipe Geneva Extrasolar Planet Search à l'Observatoire La Silla de l'ESO à l'aide du spectrographe HARPS. La planète a une masse d'environ les trois quarts de celle de Jupiter. Sa distance orbitale à l'étoile est inférieure à 1/23e de la distance de la Terre au Soleil, ce qui fait de HD 330075 b un exemple de Jupiter chaud. Une orbite autour de l'étoile prend un peu plus de trois jours terrestres, contre un an pour la Terre autour du Soleil.
HD 33203/HD 33203 :
HD 33203 est une étoile double dans la constellation nord de l'Auriga. Il comprend une étoile géante brillante avec une classification stellaire de B2II. Les deux composants ont une séparation angulaire de 1,617″ le long d'un angle de position de 222,1°.
HD 3322/HD 3322 :
HD 3322 est un système stellaire binaire dans la constellation nord d'Andromède. Avec une magnitude visuelle apparente de 6,51, elle se situe en dessous de la limite de luminosité nominale pour la visibilité à l'œil nu normal, mais il est toujours possible de voir l'étoile avec une excellente vision dans des conditions de vision idéales. Un décalage de parallaxe annuel de 4,59 ± 0,65 mas fournit une estimation de distance d'environ 700 années-lumière. Il s'agit d'un système d'étoiles binaires spectroscopiques à une seule ligne avec une période orbitale d'environ 400 jours et une excentricité de 0,57. La composante visible a une classification stellaire de B8.5 IIIp HgMn, correspondant à une étoile géante mercure-manganèse de type B chimiquement particulière. Catalano et Leone (1991) ont trouvé qu'il s'agissait d'une variable α2 CVn avec une période de 4,6904 jours, et a donc reçu la désignation d'étoile variable PY And. Il a environ 3,7 fois la masse du Soleil et environ 4,8 fois le rayon du Soleil. Il rayonne environ 246 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 12 882 K.
HD 33266/HD 33266 :
HD 33266 (HR 1675) est une étoile solitaire dans la constellation circumpolaire nord Camelopardalis. Il a une magnitude apparente de 6,17, ce qui le rend faiblement visible à l'œil nu. Située à 481 années-lumière, elle s'approche du Soleil avec une vitesse radiale héliocentrique de −4,4 km/s. HD 33266 est une étoile de type A avec 2,45 fois la masse du Soleil et 3,14 fois le rayon du Soleil. Il brille à 49,7 L☉ de sa photosphère à une température effective de 8 952 K, lui donnant une lueur blanche. HD 33266 étant une étoile Am, elle tourne lentement avec une vitesse de rotation projetée de 15 km/s à un âge de 340 millions d'années. Sa métallicité − éléments plus lourds que l'hélium − se situe au niveau solaire.
HD 33283/HD 33283 :
HD 33283 est une étoile de la constellation méridionale de Lepus avec une planète et un compagnon stellaire co-mobile. Avec une magnitude visuelle apparente de 8,05, l'étoile est trop faible pour être vue à l'œil nu. Il est situé à une distance de 294 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de +4,5. Il s'agit d'une étoile de séquence principale de type G ordinaire avec une classification stellaire de G3/5V. Il a environ 3,6 milliards d'années et est chromosphériquement inactif. L'étoile tourne lentement avec une vitesse de rotation projetée de 1 km/s et une période de rotation estimée à environ 55,5 jours. Il est plus grand et plus massif que le Soleil. HD 33283 rayonne plus de quatre fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 985 K. séparation de 55,7″, correspondant à une séparation projetée de 5 244 UA.
HD 33283_b/HD 33283b :
HD 33283 b est une exoplanète en orbite autour de HD 33283. La masse de la planète est d'environ 1/3 celle de Jupiter ou à peu près la même que celle de Saturne. Cependant, la planète orbite très près de l'étoile, ne prenant que 18 jours pour terminer son orbite à une vitesse moyenne de 86,5 km/s (311 400 km/h). Malgré cela, son orbite est excentrique, la rapprochant à 0,075 UA de l'étoile et à 0,215 UA.
HD 3346/HD 3346 :
HD 3346, également connu sous le nom de V428 Andromedae, est un système stellaire binaire dans la constellation nord d'Andromède. C'est une étoile sombre mais visible à l'œil nu dans des conditions d'observation appropriées, ayant une magnitude visuelle apparente de 5,14. La distance à HD 3346 peut être déterminée à partir de son décalage de parallaxe annuel de 4,95 mas. Cela donne une gamme d'environ 660 années-lumière. A cette distance, la luminosité du système est diminuée par une extinction de magnitude 0,16 due à la poussière interstellaire. Il se rapproche de la Terre avec une vitesse radiale héliocentrique de −33 km/s.
HD 33463/HD 33463 :
HD 33463 est une étoile variable présumée dans la constellation nord de l'Auriga, à environ 1 050 années-lumière. C'est une étoile géante rouge avec une classification stellaire de M2III, et s'est étendue loin de la séquence principale après avoir épuisé son noyau d'hydrogène. Il a atteint 133 fois la taille du Soleil et, à une température effective de 3 753 K, il brille à une luminosité bolométrique de 2 114 L☉. Les données du satellite Hipparcos ont montré des variations possibles de la magnitude apparente de HD 33463 et on lui a donné la désignation d'étoile variable suspectée NSV 16257. Les observations avec MASCARA, une caméra conçue pour détecter les exoplanètes, montrent des variations de luminosité avec une amplitude maximale de 21 millièmes de magnitude et une période légèrement inférieure à une journée.
HD 33519/HD 33519 :
HD 33519, également connu sous le nom de HR 1682, est un binaire spectroscopique probable situé dans la constellation circumpolaire sud de la Mensa. C'est l'une des étoiles proches de la limite de visibilité à l'œil nu, ayant une magnitude apparente de 6,28. Le système est relativement éloigné à une distance de 940 années-lumière mais se rapproche avec une vitesse radiale héliocentrique de -2,5 km/s. Cependant, cette valeur est mal contrainte. La composante visible a une classification stellaire de K5/M0 III, indiquant une géante rouge évoluée avec les caractéristiques d'une étoile géante K5 et M0. À l'heure actuelle, il a 4,34 fois la masse du Soleil mais s'est étendu à 45,4 fois sa circonférence. Il brille d'une luminosité de 465 L☉ à partir de sa photosphère agrandie à une température effective de 4 118 K, ce qui lui donne une teinte rouge orangé lorsqu'il est vu dans le ciel nocturne. La métallicité de HD 33519, que les astronomes qualifient d'éléments plus lourds que l'hélium, se situe autour du niveau solaire. Comme la plupart des géantes, elle tourne lentement, sa vitesse de rotation projetée étant inférieure à 1 km/s. Il n'a aucun rapport avec le système, ayant un mouvement propre radicalement différent.
HD 33564/HD 33564 :
HD 33564 est une étoile unique avec un compagnon exoplanétaire dans la constellation nord de Camelopardalis. Elle a une magnitude visuelle apparente de 5,08, ce qui signifie qu'il s'agit d'une étoile de 5ème magnitude qui est faiblement visible à l'œil nu. Le système est situé à une distance de 68 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, et il dérive plus près avec une vitesse radiale de -11 km/s. C'est un membre candidat du Ursa Major Moving Group. Il s'agit d'une étoile ordinaire de séquence principale de type F avec une classification stellaire de F7V, indiquant que l'étoile est plus chaude et plus massive que le Soleil, ce qui lui donne une teinte jaune-blanche. . L'étoile a environ deux milliards d'années et est silencieuse sur le plan chromosphérique, avec une vitesse de rotation projetée de 14,3 km/s. Il a environ 1,5 fois le rayon et 1,3 fois la masse du Soleil. L'étoile rayonne 3,4 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 6 396 K.
HD 33564_b/HD 33564b :
HD 33564 b est une planète extrasolaire située à environ 68 années-lumière dans la constellation de Camelopardalis. Cette planète orbite autour de l'étoile F6V HD 33564. La planète a une orbite excentrique, dont la distance varie de 0,737 UA au périastre à 1,497 UA à l'apastron. HD 33564 b est une géante gazeuse dans une zone habitable de son étoile. Sur la base d'une fraction probable de 10−4 de la masse de la planète en tant que satellite, elle peut avoir une lune de la taille de Mars avec une surface habitable. D'autre part, cette masse peut également être répartie dans de nombreux petits satellites.
HD 33579/HD 33579 :
HD 33579 est une hypergéante blanche/jaune et l'une des étoiles les plus brillantes du Grand Nuage de Magellan (LMC). C'est une étoile variable présumée. HD 33579 se situe dans une partie du diagramme Hertzsprung-Russell appelée le vide évolutif jaune parce que les étoiles avec cette combinaison de luminosité et de température sont extrêmement instables. Soit ils se dilatent pour devenir plus froids, soit ils perdent complètement leurs couches externes pour devenir plus chauds. Pourtant HD 33579 est relativement stable, à peine variable. On pense que cela est dû à sa masse plus élevée par rapport à la plupart des étoiles ayant une température et une luminosité similaires. HD 33579 est un type d'étoile extrêmement rare évoluant actuellement pour la première fois à travers le vide évolutif jaune d'une hypergéante bleue à une hypergéante rouge. . Cela signifie que l'étoile est souvent désignée comme une hypergéante jaune bien que le type spectral de A3 signifie qu'elle est également décrite comme une hypergéante blanche. variations d'amplitude de sa luminosité qui avaient été rapportées dans des recherches antérieures. Des périodes de 620 jours et de 105 jours sont trouvées, plus d'autres périodes plus courtes possibles. L'amplitude totale n'est que d'environ 0,1 magnitude. Une analyse statistique de la photométrie Hipparcos a montré une période possible de 27 jours.
HD 33636/HD 33636 :
HD 33636 est un système binaire situé à environ 94 années-lumière dans la constellation d'Orion. Le membre visible HD 33636 A est une étoile jaune de séquence principale de 7e magnitude. Il est situé à une distance de 91,6 années-lumière de la Terre. Il a une métallicité de -0,05 ± 0,07. Un compagnon a été découvert en 2002 avec une masse minimale de la taille d'une planète. Il a été déterminé qu'il s'agissait d'une étoile de faible masse en 2007, ce qui en fait HD 33636 B.
HD 33875/HD 33875 :
HD 33875 (HR 1700) est une étoile solitaire de la constellation circumpolaire sud de la Mensa. D'une magnitude apparente de 6,26, elle est à peine visible à l'œil nu dans des conditions idéales. L'étoile est située à une distance de 421 années-lumière mais s'éloigne à une vitesse de 8 km/s. HD 33875 est une étoile ordinaire de séquence principale de type A avec une classification stellaire de A1 V ou A0 V selon la source . À l'heure actuelle, il a 2,38 fois la masse du Soleil et 2,84 fois le rayon du Soleil. Il brille à 49,2 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 9 392 K, ce qui lui donne une lueur blanche. HD 33875 est un rotateur rapide, tournant rapidement avec une vitesse de rotation projetée de 124 km/s.
HD 34255/HD 34255 :
HD 34255, également connue sous le nom de HR 1720, est une étoile située dans la constellation circumpolaire nord Camelopardalis, la girafe. Il a une magnitude apparente de 5,60, ce qui lui permet d'être faiblement visible à l'œil nu. L'objet est situé relativement loin à une distance d'environ 1,65 kly mais s'approche du système solaire avec une vitesse radiale héliocentrique de −7,7 km/s. Il s'agit d'une supergéante rouge évoluée solitaire avec une classification stellaire de K4 I. Elle a 6,9 fois la masse du Soleil et aurait 46 millions d'années. Malgré son jeune âge, il a déjà cessé la fusion d'hydrogène en son cœur et a maintenant un rayon élargi de 145 R☉. HD 34255 émet une luminosité bolométrique plus de 6 000 fois celle du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 3 927 K, ce qui lui donne une lueur orange. La métallicité de l'étoile – ce que les astronomes qualifient d'éléments plus lourds que l'hélium – se situe autour du niveau solaire.
HD 34266/HD 34266 :
HD 34266, également connue sous le nom de HR 1721, est une étoile solitaire de couleur jaune située dans la constellation sud de Columba, la colombe. Il a une magnitude apparente de 5,73, ce qui le rend faiblement visible à l'œil nu dans des conditions idéales. D'après les mesures de parallaxe de Gaia DR3, l'objet est situé à 539 années-lumière. Il semble s'éloigner du système solaire, ayant une vitesse radiale héliocentrique de 13,2 km/s. Il s'agit d'une étoile géante évoluée qui se trouve actuellement sur la branche géante rouge, fusionnant l'hydrogène dans une coquille autour d'un noyau d'hélium inerte. Il a une classification stellaire de G8 III. On calcule que HD 34266 a 490 millions d'années, soit près de 10 fois plus jeune que notre Soleil. Cependant, il a déjà quitté la séquence principale en raison d'une masse de 3,42 M☉. HD 34266 s'est étendu à 16,2 fois la circonférence du Soleil et rayonne maintenant 144 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 4 970 K. HD 34266 a une métallicité solaire proche et tourne modestement avec une vitesse de rotation projetée de 2,3 km/ s.
HD 3443/HD 3443 :
HD 3443 est un système binaire composé d'étoiles de la séquence principale de masse moyenne dans la constellation de Cetus à environ 50 années-lumière.
HD 34445/HD 34445 :
HD 34445 est une étoile avec de multiples compagnons exoplanétaires dans la constellation équatoriale d'Orion. Avec une magnitude visuelle apparente de 7,31, il s'agit d'une étoile de 7e magnitude qui est trop sombre pour être facilement visible à l'œil nu. Le système est situé à une distance de 150,5 années-lumière du Soleil sur la base des mesures de parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale élevée de -79 km/s. On s'attend à ce qu'elle se rapproche de 57,5 ​​années-lumière dans environ 492 000 ans. Il s'agit d'une étoile de séquence principale de type G ordinaire avec une classification stellaire de G0 V, ce qui signifie qu'il s'agit d'une étoile semblable au Soleil qui génère de l'énergie à travers fusion d'hydrogène du cœur. Elle est considérée comme une étoile riche en métaux, montrant une métallicité beaucoup plus élevée par rapport au Soleil. Malgré cela, c'est une étoile plus ancienne et silencieuse sur le plan chromosphérique, située à environ 0,8 magnitude au-dessus de la séquence principale. Cette étoile est plus grande, plus chaude, plus brillante et plus massive que le Soleil. Il tourne avec une vitesse de rotation projetée d'environ 3 km/s, ce qui lui donne une période de rotation d'environ 22 jours.
HD 34445_b/HD 34445b :
HD 34445 b est une planète extrasolaire qui orbite autour de l'étoile de type G HD 34445, située à environ 150,5 années-lumière dans la constellation d'Orion. Cette planète a été découverte en 2004 et finalement confirmée en 2009. Cette planète a une masse minimale égale aux deux tiers de celle de Jupiter et orbite à environ 2 UA de l'étoile mère. Cependant, cette planète orbite sur une trajectoire très excentrique. La distance de la planète à l'étoile varie de 0,86 à 3,16 UA, mais elle passe toute son orbite dans la zone habitable de l'étoile.
HD 34557/HD 34557 :
HD 34557 est une étoile double de la constellation nord de l'Auriga. L'étoile la plus faible a une séparation angulaire de 0,380″ de la composante primaire. Ils ont une magnitude apparente combinée de 5,52, ce qui rend HD 34557 légèrement visible à l'œil nu depuis un ciel sombre. Basé sur des mesures de parallaxe effectuées avec le satellite Hipparcos, ce système est à environ 280 années-lumière. Le composant principal tourne rapidement, avec une vitesse de rotation projetée de 217 km/s. Il a une classification stellaire de A3V, ce qui en fait une étoile de séquence principale de type A.
HD 34626/HD 34626 :
HD 34626, également connue sous le nom de MZ Aurigae, est une étoile variable inhabituelle dans la constellation nord d'Auriga. Il a une magnitude apparente de 8,2 et se trouve à environ 3 300 années-lumière. Le spectre de HD 34626 était connu depuis longtemps pour être inhabituel, avec des lignes très larges indiquant une rotation rapide et des lignes d'émission le marquant comme une étoile Be. En 1970, il a été constaté que sa luminosité variait de 0,1 magnitude sur des échelles de temps de 8 à 12 heures, mais ces variations ne sont pas périodiques. Cela indique que la variabilité n'est pas causée par des effets ellipsoïdaux et que la nature de la variabilité reste inconnue. Il peut s'agir d'un type de variable SX Arietis. HD 34626 a épuisé son noyau d'hydrogène et s'est éloigné de la séquence principale. Son type spectral indique qu'il s'agit d'une sous-géante, mais les modèles évolutifs suggèrent qu'elle pourrait être au stade géant.
HD 34790/HD 34790 :
HD 34790 est un système d'étoiles binaires spectroscopiques à double ligne dans la constellation nord d'Auriga. Il a une magnitude apparente combinée de 5,66, ce qui signifie qu'il est faiblement visible à l'œil nu. D'après les observations du satellite Hipparcos, il est situé à environ 289 années-lumière. Il a une classification stellaire combinée d'A1V, correspondant à celle d'une étoile de séquence principale de type A, et brille avec 35 fois la luminosité du Soleil. Les deux étoiles orbitent l'une avec l'autre avec une période de seulement 2,15 jours et une excentricité de zéro, indiquant que leur orbite est proche de la circulaire. Ils orbitent suffisamment près les uns des autres pour que leurs périodes de rotation soient très probablement verrouillées, ce qui signifie qu'ils conservent toujours la même face l'un vers l'autre.
HD 34868/HD 34868 :
HD 34868 (HR 1758) est une étoile solitaire située dans la constellation sud de Columba. Avec une magnitude apparente de 5,97, elle est à peine visible à l'œil nu. L'étoile est située à 410 années-lumière sur la base de la parallaxe, mais dérive avec une vitesse radiale héliocentrique de 18 km/s.
HD 34880/HD 34880 :
HD 34880 est une étoile géante bleue de magnitude 6,41 dans la constellation d'Orion. Il se trouve à 679 années-lumière du système solaire.
HD 34968/HD 34968 :
HD 34968 est un système stellaire binaire dans la constellation sud de Lepus. La magnitude visuelle apparente combinée de 4,69 est suffisamment brillante pour être visible à l'œil nu. La distance à HD 34968 peut être estimée à partir de son décalage de parallaxe annuel de 8,7 mas, ce qui donne une portée de 374 années-lumière. Elle s'éloigne de la Terre avec une vitesse radiale héliocentrique de 31 km/s, après s'être approchée de 118,6 al il y a environ 3 686 000 ans. Le membre principal, le composant A, est une étoile de magnitude 4,73. Houk et Smith-Moore (1978) ont donné à cet objet une classification stellaire de A0 V, indiquant qu'il s'agit d'une étoile de séquence principale de type A ordinaire. Gray et Garrison (1987) l'ont classé comme B9.5 III et ont noté que le spectre est légèrement variable. C'est 99,2% ± 2,6% de la durée de vie de sa séquence principale, avec 3,34 fois la masse du Soleil et 2,0 fois le rayon du Soleil. L'étoile tourne avec une vitesse de rotation projetée de 84 km/s. Il rayonne 245 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 10 046 Le plus faible secondaire, le composant B, est une étoile de magnitude 8,45 à une séparation angulaire de 4,1″ le long d'un angle de position de 279°, à partir de 2008.
HD 34989/HD 34989 :
HD 34989 est une étoile bleu-blanc dans la séquence principale, de magnitude apparente 5,80, dans la constellation d'Orion. Il se trouve à 1700 années-lumière du système solaire.
HD 35184/HD 35184 :
HD 35184 est une étoile solitaire de la constellation circumpolaire sud de la Mensa. Il a une magnitude apparente de 6,50, ce qui correspond à la visibilité maximale à l'œil nu. Située à 375 années-lumière, elle s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de 13,6 km/s. HD 35184 a une classification stellaire de A6 V, indiquant qu'il s'agit d'une étoile de séquence principale de type A ordinaire. À l'heure actuelle, il a 2,15 fois la masse du Soleil et 2,8 fois le rayon du Soleil. Il brille à 24,5 L☉ de sa photosphère à une température effective de 8 034 K, lui donnant une teinte blanche. HD 35184 a 674 millions d'années - 79,6% de sa durée de vie de séquence principale - et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 92 km/s−1.
HD 35519/HD 35519 :
HD 35519 est une étoile géante dans la direction de l'amas ouvert Messier 38. Elle était autrefois traitée comme un membre de l'amas, mais est maintenant connue pour être un objet de premier plan.
HD 35520/HD 35520 :
HD 35520 est une étoile unique dans la constellation nord de l'Auriga. Il a une teinte blanche et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 5,92. La distance à cette étoile est d'environ 2 200 années-lumière d'après la parallaxe. La vitesse radiale de l'étoile est, pour l'instant, mal contrainte. Il s'agit d'une étoile vieillissante chimiquement particulière, ou étoile Ap, au stade géant de son évolution, avec les classifications stellaires A1 III et A1p. Le spectre montre des anomalies d'abondance d'hélium et de silicium. Elle a été classée comme étoile à coquille et a une vitesse de rotation projetée relativement élevée pour sa classe de 80 km/s. L'étoile s'est étendue à 23 fois le rayon du Soleil et elle rayonne 1 635 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère agrandie à une température effective de 7 645 K.
HD 35619/HD 35619 :
HD 35619 est une étoile double de la constellation nord de l'Auriga. Il a une magnitude apparente de 8,572, ce qui est trop faible pour être vu à l'œil nu. Le compagnon est de magnitude 12 et à 2 secondes d'arc.
HD 35759/HD 35759 :
HD 35759 est une étoile à mouvement propre élevé située dans la constellation circumpolaire Camelopardalis. Avec une magnitude apparente de 7,74, il est impossible de voir à l'œil nu, mais peut être vu avec des jumelles.
HD 35984/HD 35984 :
HD 35984 est une étoile de la constellation septentrionale de l'Auriga. Il a une magnitude apparente de 6,20, ce qui, selon l'échelle de Bortle, indique qu'il est faiblement visible à l'œil nu depuis un ciel rural sombre. Les mesures de parallaxe par le satellite Hipparcos indiquent qu'il se trouve à une distance d'environ 290 années-lumière. Une classification stellaire de F6III suggère qu'il s'agit d'une étoile géante évoluée qui a consommé l'approvisionnement en hydrogène en son cœur. Cependant, l'émission de rayons X, les variations de luminosité et les niveaux de lithium peuvent indiquer qu'il s'agit plutôt d'une étoile T Tauri à lignes faibles - une étoile pré-séquence principale de faible masse qui est relativement pauvre en matière circumstellaire.
HD 36041/HD 36041 :
HD 36041 est une étoile géante de la constellation nord de l'Auriga. Il a une magnitude apparente de 6,37, ce qui le rend faiblement visible à l'œil nu.
HD 36112/HD 36112 :
HD 36112 est une étoile Herbig Ae située dans la constellation du Taureau et la jeune étoile est entourée d'anneaux irréguliers de poussière cosmique. Le système a environ 3,5 millions d'années. Le disque a une cavité à 50 unités astronomiques et deux bras en spirale à 30-75 au qui sont vus dans la lumière diffusée dans le proche infrarouge, mais un seul bras en spirale est vu dans les images ALMA. La cavité interne s'est avérée elliptique et pas parfaitement circulaire. Ceci n'est pas un effet de projection mais représente la forme de la cavité, avec une excentricité e ≈ 0,1 après la déprojection du disque. Les observations avec ALMA ont également mis en évidence une exoplanète invisible à 100 ua. Une autre étude est arrivée à la conclusion qu'une planète de 1,5 MJ à 35 ua et une planète de 5 MJ à 140 ua pourraient expliquer les caractéristiques observées avec ALMA et le VLA. Une exoplanète ou un disque possible a été détecté avec le grand télescope binoculaire. Cependant, une autre étude n'a pas réussi à trouver des exemples de sources ponctuelles trouvées dans des études antérieures.
HD 36187/HD 36187 :
HD 36187, également connue sous le nom de HR 1835, est une étoile solitaire de couleur blanc bleuté située dans la constellation sud de Columba, la colombe. Il a une magnitude apparente de 5,55, 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, il est estimé à 282 années-lumière du système solaire. Cependant, il recule rapidement avec une vitesse radiale héliocentrique de 50 km/s. À sa distance actuelle, la luminosité de HD 36187 est diminuée de 0,21 magnitude en raison de la poussière interstellaire. HD 36187 a une classification stellaire de A1 V ou A0 V, selon la source. Néanmoins, les deux classes indiquent qu'il s'agit d'une étoile ordinaire de séquence principale de type A qui fusionne de l'hydrogène dans son noyau. Il a le double de la masse et du rayon du Soleil. Il rayonne 48 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 9 512 K. On estime que HD 36187 a 311 millions d'années, ayant terminé 66,9% de sa durée de vie de séquence principale. Comme beaucoup d'étoiles chaudes, HR 1835 tourne rapidement, avec une vitesse de rotation projetée de 145 km/s.
HD 36678/HD 36678 :
HD 36678 est une étoile unique dans la constellation nord de l'Auriga. Cette étoile est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 5,83. Elle est située à une distance d'environ 840 années-lumière du Soleil basée sur la parallaxe. Il s'agit d'une étoile géante rouge vieillissante avec une classification stellaire de M0III. Il se trouve actuellement sur la branche géante asymptotique du diagramme HR et s'est étendu à environ 63 fois le rayon du Soleil. L'étoile rayonne environ 875 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère agrandie à une température effective de 3 950 K. La luminosité de HD 36678 est suspectée d'être variable. La photométrie Hipparcos a montré des magnitudes apparentes maximales et minimales de 5,806 et 5,855 respectivement, dans la bande photométrique Hipparcos. Aucune période n'a été trouvée, la variabilité n'a pas été confirmée et l'étoile n'est pas officiellement répertoriée comme étoile variable.
HD 36780/HD 36780 :
HD 36780 est une étoile située dans la ceinture d'Orion, dans la constellation équatoriale d'Orion. Il a une teinte orange et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de +5,92. La distance à cet objet est d'environ 534 années-lumière basée sur la parallaxe. Elle s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale de 84 km/s, étant arrivée à moins de 185,6 années-lumière il y a environ 2,1 millions d'années. Il s'agit d'une étoile géante vieillissante avec une classification stellaire de K4 III. Après avoir épuisé l'approvisionnement en hydrogène en son cœur, l'étoile s'est refroidie et s'est dilatée hors de la séquence principale. À l'heure actuelle, il a environ 31 fois la circonférence du Soleil. Il rayonne 243 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère gonflée à une température effective de 4 108 K.
HD 36848/HD 36848 :
HD 36848 (HR 1877) est une étoile de la constellation sud de Columba. Il a une magnitude apparente de 5,46, ce qui permet de le voir faiblement à l'œil nu. L'étoile est relativement proche à une distance de 174 années-lumière et se rapproche avec une vitesse radiale héliocentrique de seulement −0,6 km/s. HD 36848 a une classification stellaire de K2/3 III — intermédiaire entre une étoile géante K2 et 3. Il se trouve sur la branche géante rouge, ce qui signifie qu'il a épuisé son noyau d'hydrogène et qu'il fusionne maintenant de l'hydrogène dans une coquille à l'extérieur du noyau. Il a une masse comparable à celle du Soleil mais s'est étendu à 8,71 fois le rayon du Soleil après 7,33 milliards d'années. Il brille d'une luminosité de 24,5 L☉ grâce à sa photosphère agrandie à une température effective de 4 460 K, lui donnant une teinte orangée. L'étoile est un métal enrichi avec une abondance de fer 90 % supérieure à celle du Soleil et tourne avec une vitesse de rotation projetée inférieure à 2,7 km/s. Le statut de multiplicité de l'étoile n'est généralement pas accepté. Eggleton et al. la classe comme une étoile solitaire tandis que De Mederios et al. trouve qu'il s'agit d'un binaire spectroscopique probable.
HD 36960/HD 36960 :
HD 36960 (HR 1887) est une étoile de séquence principale de type B dans la constellation d'Orion. D'une magnitude apparente de +4,78, il est facilement visible à l'œil nu dans de nombreuses régions, bien que dans la plupart des zones urbaines, il ne soit pas visible en raison de la pollution lumineuse. Bien qu'il n'ait pas de désignation Bayer ou Flamsteed, il est plus brillant que plus de 30 étoiles Flamsteed à Orion, ainsi que n'importe laquelle des étoiles de la nébuleuse d'Orion à proximité, telles que θ1 Orionis C et θ2 Orionis. HD 36960 forme une paire proche avec le HD 36959 légèrement plus faible à 36 ". Plusieurs catalogues d'étoiles répertorient également la 9e magnitude BD-06 ° 1233 dans le cadre du système. HD 36959 est lui-même un binaire très proche avec un compagnon de 9e magnitude. Tous ces étoiles sont probablement des membres de l'amas ouvert NGC 1980 qui comprend ι Orionis à 7'. À plus de 15 masses solaires, il brille avec environ 20 000 fois la luminosité du Soleil en raison de sa température de surface élevée de 29 000 K et de son rayon cinq fois supérieur à celui du Soleil. On calcule qu'il a environ six millions d'années, ce qui correspond à d'autres étoiles considérées comme membres de NGC 1980.
HD 37017/HD 37017 :
HD 37017 est un système stellaire binaire dans la constellation équatoriale d'Orion. Il a la désignation d'étoile variable V1046 Orionis ; HD 37017 est l'identifiant du catalogue Henry Draper. Le système est un défi à voir à l'œil nu, étant proche de la limite inférieure de visibilité avec une magnitude visuelle apparente combinée de 6,55. Il est situé à une distance d'environ 1 230 années-lumière basée sur la parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de +32 km/s. Le système fait partie de l'amas d'étoiles NGC 1981. La nature binaire de ce système a été suggérée par A. Blaauw et TS van Albada en 1963. Il s'agit d'un binaire spectroscopique à double ligne avec une période orbitale de 18,6556 jours et une excentricité de 0,31. L'excentricité est considérée comme inhabituellement grande pour un système aussi proche. Il forme un binaire à éclipses suspecté dont la luminosité varie de 6,54 à 6,58. Le primaire est une étoile magnétique chimiquement particulière, forte en hélium, avec une classification stellaire de B1,5 Vp. Il a une intensité de champ magnétique de 7 700 G et les concentrations d'hélium sont situées aux pôles magnétiques. V1046 Orionis s'est avéré être une étoile variable par LA Balona en 1997, et est maintenant classé comme une variable SX Arietis. L'étoile subit des changements périodiques de luminosité visuelle, d'intensité de champ magnétique et de caractéristiques spectrales avec un temps de cycle de 0,901175 jours - la période de rotation présumée de l'étoile. Une émission radio a été détectée qui varie avec la période de rotation. La composante secondaire a environ 4,5 fois la masse du Soleil. La classe a été estimée comme étant de type B6III-IV.
HD 37124/HD 37124 :
HD 37124 est une étoile de la constellation équatoriale du Taureau (le Taureau), positionnée à environ un demi-degré au SSO de l'étoile brillante Zeta Tauri. La magnitude visuelle apparente de cette étoile est de 7,68, ce qui est trop faible pour être visible à l'œil nu. Il est situé à une distance de 103 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale de -23 km/s. Trois planètes extrasolaires ont été trouvées en orbite autour de l'étoile. La classification stellaire de HD 37124 est G4IV-V, montrant un spectre avec des traits mélangés d'une étoile de séquence principale et d'une étoile sous-géante plus évoluée. C'est une étoile calme avec un faible indice d'activité. Cette étoile est plus petite que le Soleil, avec 81 à 92 % de la masse du Soleil et environ 92 % du rayon du Soleil. Il s'agit d'une étoile à disque épais plus ancienne, âgée d'environ 11 milliards d'années, et qui tourne avec une vitesse de rotation projetée de 3,6 km/s. La métallicité de l'étoile, ce que les astronomes appellent l'abondance d'éléments plus lourds, est beaucoup plus faible que dans le Soleil avec une abondance de fer de 35 à 41 %. Il rayonne 77 à 84% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 763 K.
HD 37124_b/HD 37124b :
HD 37124 b est une planète extrasolaire située à environ 103 années-lumière dans la constellation du Taureau (le Taureau). La planète a été découverte en 1999 en orbite autour de l'étoile HD 37124. D'après sa masse, il est fort probable que cette planète soit une planète jovienne (comme Jupiter).
HD 37124_c/HD 37124 c :
HD 37124 c est une planète extrasolaire située à environ 103 années-lumière dans la constellation du Taureau. La planète a été découverte en 2002 en orbite autour de l'étoile HD 37124. La planète est très probablement une géante gazeuse (d'après sa masse).
HD 37124_d/HD 37124d :
HD 37124 d est une planète extrasolaire située à environ 103 années-lumière dans la constellation du Taureau. La planète a été découverte en 2005 en orbite autour de l'étoile HD 37124 sur une orbite à longue période. D'après sa masse, elle est considérée comme une géante gazeuse. Une solution alternative aux vitesses radiales donne une période de 29,92 jours et une masse minimale de 17% celle de Jupiter.
HD 37289/HD 37289 :
HD 37289, également connue sous le nom de HR 1916, est une étoile solitaire de couleur orange située dans la constellation circumpolaire nord Camelopardalis. Il a une magnitude apparente de 5,61, 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 308 années-lumière. Il semble s'approcher du Soleil, ayant une vitesse radiale héliocentrique de -20,7 km/s. HD 37289 a une classification stellaire de K5 III, indiquant qu'il s'agit d'une géante rouge évoluée. Les modèles d'évolution stellaire Gaia DR3 le placent sur la branche géante rouge. Cela signifie qu'il fusionne actuellement une coquille d'hydrogène autour d'un noyau d'hélium inerte. À l'heure actuelle, il a 3,3 fois la masse du Soleil et à l'âge de 293 millions d'années, il s'est étendu à un rayon de 13,6 R☉. Il rayonne à 70 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère agrandie à une température effective de 4 360 K. HD 37289 a été calculé pour avoir une métallicité approximativement autour du niveau solaire.
HD 37519/HD 37519 :
HD 37519 est une étoile de la constellation septentrionale de l'Auriga. Il a une teinte bleu-blanc et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 6,04. La distance à HD 37519 est d'environ 810 années-lumière basée sur la parallaxe, mais elle se rapproche avec une vitesse radiale de −10 km/s. Cowley en 1972 a trouvé une classification stellaire de B9.5III-IV(p)? (Hg?) pour cette étoile, suggérant qu'il s'agit d'une étoile évoluée de type B et d'une étoile suspectée chimiquement particulière du type mercure-manganèse. On estime qu'il a 375 millions d'années et qu'il a un taux de rotation élevé, montrant une vitesse de rotation projetée de 195 km/s. En mars 1964, une éruption présumée de HD 37519 a été détectée, augmentant la luminosité de l'étoile d'environ trois magnitudes. De plus petites variations allant jusqu'à deux magnitudes ont été détectées quelques jours plus tard, suggérant qu'il pourrait y avoir un compagnon d'étoile flare. Cependant, les observations de suivi n'ont pas permis de confirmer la variabilité. L'étoile rayonne 110 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 8 289 km/s.
HD 37605/HD 37605 :
HD 37605 est une étoile de la constellation équatoriale d'Orion. Il est de teinte orange mais est trop faible pour être visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 8,67. Les mesures de parallaxe donnent une estimation de distance de 153 années-lumière du Soleil. Il a un mouvement propre élevé et se rapproche avec une vitesse radiale de -22 km/s. Cet objet est une étoile de la séquence principale de type K avec une classification stellaire de K0 V. C'est une étoile inactive riche en métaux. Les estimations d'âge vont de 1,8 à 7 milliards d'années, et il tourne avec une vitesse de rotation projetée de 4,5 km/s. L'étoile a 98% de la masse du Soleil et 89% du rayon du Soleil. Il rayonne 60% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 380 K.
HD 37605_b/HD 37605b :
HD 37605 b est une planète extrasolaire 2,84 fois plus massive que Jupiter. Elle orbite près de l'étoile, mettant 54 jours pour tourner autour de l'étoile mère HD 37605. Son orbite est très excentrique, autour de 74 %. La distance de HD 37605 varie de 0,069 à 0,453 unités astronomiques. C'est la première planète découverte par le télescope Hobby-Eberly (HET) en juillet 2004. Dans une simulation, l'orbite de HD 37605 b « balaie » la plupart des particules de test à moins de 0,5 UA ; ne laissant que des astéroïdes "sur des orbites à faible excentricité près de la distance apastron connue de la planète, près de la résonance de mouvement moyen 1: 2" avec une excentricité oscillante jusqu'à 0,06, et également à 1: 3 avec une excentricité oscillante jusqu'à 0,4.
HD 37646/HD 37646 :
HD 37646 est une étoile double de la constellation nord de l'Auriga. La paire a une séparation angulaire de 26,005″.
HD 37756/HD 37756 :
HD 37756 est un système stellaire binaire dans la constellation équatoriale d'Orion, positionné à moins d'un degré au nord de l'étoile brillante Alnitak. Il a une teinte bleu-blanc et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,95. Le système est situé à une distance d'environ 900 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de +26 km/s. Il fait partie du sous-groupe OB1b de l'association Orion OB1. La nature binaire de ce système a été identifiée par EB Frost en 1904. Il s'agit d'un binaire spectroscopique à double ligne avec une période orbitale de 27,15 jours et une excentricité élevée de 0,74. Le spectre correspond à une étoile massive de la séquence principale de type B avec une classification stellaire de B3V. Le secondaire est suffisamment lumineux pour interférer avec les mesures du spectre primaire. Il s'agit d'une variable céphéide présumée avec une période de 0,37968 jours et une amplitude de 0,03 magnitude dans la bande B du système photométrique UBV. Le système est un candidat binaire à éclipses avec un creux minimum de 0,04 en magnitude visuelle au cours de chaque orbite.
HD 37811/HD 37811 :
HD 37811 (HR 1958) est une étoile solitaire dans la constellation sud de Columba. Il a une magnitude apparente de 5,44, ce qui permet de le voir faiblement à l'œil nu. Les mesures de parallaxe placent l'objet à une distance de 382 années-lumière et il s'approche actuellement avec une vitesse radiale héliocentrique de −8,3 km/s.HD 37811 a une classification stellaire de G6/8 III — intermédiaire entre une étoile géante G6 et G8 qui est actuellement sur la branche géante rouge. Il a 3 fois la masse du Soleil mais s'est étendu à 11,7 fois sa circonférence à un âge de 440 millions d'années. Il brille d'une luminosité de 86 L☉ à partir de sa photosphère agrandie à une température effective de 5 139 K, donnant une lueur jaune. HD 37811 a une métallicité solaire et tourne tranquillement avec une vitesse de rotation projetée d'environ 2,4 km/s.
HD 37974/HD ​​37974 :
HD 37974 (ou R 126) une hypergéante B[e] variable dans le Grand Nuage de Magellan. Il est entouré d'un disque de poussière inattendu.
HD 38282/HD 38282 :
HD 38282 (R144, BAT99-118, Brey 89) est une étoile binaire spectroscopique massive dans la nébuleuse de la tarentule (grand nuage de Magellan), composée de deux étoiles Wolf-Rayet riches en hydrogène. R144 est situé près de l'amas R136 au centre de NGC 2070 et peut en avoir été éjecté après une rencontre avec un autre binaire massif. Il partage une cavité à rayons X commune avec les systèmes stellaires Wolf-Rayet R146 (HD 269926) et R147 (HD 38344). Les deux composants du R144 sont détectés dans le spectre et tous deux sont des étoiles WNh, des étoiles très chaudes avec de fortes raies à leurs forts vents stellaires. L'orbite n'a pas été déterminée, mais devrait durer entre deux et six mois, peut-être plus si elle est excentrique. On observe que l'étoile primaire, légèrement plus chaude, est la moins massive des deux. Chaque étoile est parmi les plus lumineuses connues, mais les paramètres exacts de chacune n'ont pas été déterminés. Leur luminosité combinée est d'environ 4 500 000 L☉ à 6 300 000 L☉. Les masses n'ont pas encore été calculées avec précision à partir des paramètres orbitaux, mais les étoiles ont été modélisées pour se situer initialement autour de 260 M☉ et 175 M☉. En fonction de leur âge exact, celui-ci est désormais passé entre 90 M☉ et 170 M☉ pour le primaire et 95 M☉ et 205 M☉ pour le secondaire.
HD 38283/HD 38283 :
Bubup, ou HD 38283, est une étoile de la constellation circumpolaire sud de la Mensa. D'une magnitude de 6,70, il est invisible à l'œil nu mais peut être vu avec des jumelles. Bubup est situé relativement près à une distance de 124 années-lumière mais recule avec une vitesse radiale héliocentrique de 61,4 km/s.
HD 38283_b/HD 38283b :
Yanyan, à l'origine nommée HD 38283 b, est une planète extrasolaire, en orbite autour de l'étoile de séquence principale de type F de 7e magnitude, Bubup, à 123 années-lumière dans la constellation de Mensa. C'est une planète semblable à Saturne en orbite à une distance semblable à celle de la Terre, bien que légèrement à l'intérieur de la zone habitable de son étoile. Son excentricité est de 0,41, bien supérieure à l'excentricité de la Terre de 0,017. La distance de la planète varie d'environ 0,60 UA (plus proche de son étoile que Vénus ne l'est du Soleil) et 1,44 UA (presque aussi éloignée de son étoile que Mars ne l'est du Soleil). Cette planète met 363,2 jours pour orbiter autour de l'étoile, soit seulement deux jours de moins par rapport à la période orbitale de la Terre de 365,256366 jours. Sa masse est le tiers de celle de Jupiter mais sa taille et sa densité ne sont pas connues. Comme l'inclinaison n'est pas connue, sa masse réelle est inconnue, légèrement supérieure ou bien supérieure à sa limite inférieure. Cette planète pourrait avoir des lunes semblables à la Terre avec des masses d'eau et une vie possible en raison de la distance similaire entre la planète et son étoile mère comme la Terre. Mais, étant donné la grande excentricité de la planète et l'étoile étant plus de deux fois plus lumineuse que notre Soleil, une vie hypothétique sur les lunes peut être un peu improbable.
HD 38529/HD 38529 :
HD 38529 (138 G. Orionis) est une étoile binaire située à environ 138 années-lumière dans la constellation d'Orion.
HD 38529_b/HD 38529b :
HD 38529 b est une planète extrasolaire située à environ 138 années-lumière dans la constellation d'Orion. Cette planète a été découverte en 2000. En raison de sa masse, il est probable qu'il s'agisse d'une géante gazeuse.
HD 38801_b/HD 38801b :
HD 38801 b est une planète géante gazeuse extrasolaire située dans la constellation d'Orion dont la découverte a été annoncée en 2009 et a été faite en utilisant la méthode de la vitesse radiale. L'objet, d'une masse d'environ 12 fois celle de Jupiter, est situé à 324 années-lumière (99,4 parsecs) de la Terre en orbite à 1,65 unités astronomiques de son étoile de type G, HD 38801. HD 38801 b, en plus d'être la seule planète de son système se trouve également dans la zone habitable intérieure et prend environ 1,9 ans, soit 693,5 jours pour terminer une orbite complète.Hd 38801 b se caractérise par ses valeurs d'excentricité particulièrement faibles, ou par son orbite presque circulaire. En tant que planète super massive avec une période orbitale de centaines de jours, cet événement est assez rare.
HD 38858/HD 38858 :
HD 38858 est une étoile de type G, un peu comme le Soleil, avec une planète détectée. La planète, désignée HD 38858 b, a environ deux fois la masse d'Uranus et orbite dans la zone habitable de l'étoile. La dernière observation de ce système pour un disque de poussière ou une ceinture de comètes remonte à 2009 par le télescope spatial Spitzer ; une ceinture a été déduite à 102 AU. Elle a une inclinaison de 48◦. L'étoile présente un cycle d'activité magnétique remarquablement similaire à celui du Soleil, avec une période de 10,8 ans.
HD 39194/HD 39194 :
HD 39194 (Gliese 217.2; LHS 210) est une étoile située dans la constellation circumpolaire sud de la Mensa. Il a une magnitude apparente de 8,07, ce qui le rend facilement visible aux jumelles mais pas à l'œil nu. L'objet est relativement proche à une distance de 86 années-lumière mais s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de 13,9 km/s.
HD 39225/HD 39225 :
HD 39225, également connue sous le nom de HR 2028, est une étoile variable de la constellation nord de l'Auriga, située à environ 620 années-lumière du Soleil. Il est visible à l'œil nu sous la forme d'une étoile faible de couleur rouge avec une magnitude visuelle apparente d'environ 6,04. Il s'agit d'une étoile supposée en fuite qui s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale héliocentrique de 98 km/s. Actuellement sur la branche géante asymptotique, il s'agit d'une étoile géante rouge évoluée avec une classification stellaire de M1+III Fe-1. La notation suffixe indique une sous-abondance de fer dans l'atmosphère stellaire par rapport aux étoiles similaires de sa classe. Il est suspecté de varier en luminosité entre les magnitudes 5,82 et 6,07. Après avoir épuisé l'hydrogène en son cœur, il s'est étendu à environ 43 fois le rayon du Soleil. Il brille avec une luminosité d'environ 398,6 fois celle du Soleil et a une température de surface de 3 934 K.
HD 39901/HD 39901 :
HD 39901 est une étoile de couleur orange située dans la constellation de Columba. Il est également appelé HR 2069, qui est la désignation Bright Star Catalog de l'étoile. Eggen (1989) le répertorie comme un membre de l'ancienne population de disques. Malgré la désignation HR, l'objet a une magnitude apparente de 6,54, légèrement au-delà de la limite de visibilité à l'œil nu. De ce fait, il est à peine visible à l'œil nu dans les meilleures conditions. Les mesures de parallaxe du vaisseau spatial Gaia placent l'objet à 639 années-lumière. Il se rapproche du système solaire avec une vitesse radiale héliocentrique de -10,3 km/s. À cette distance, la luminosité du HD 39901 est diminuée de 0,33 magnitudes en raison de la poussière interstellaire. Il a une magnitude absolue de −0,03. Il s'agit d'une étoile géante rouge évoluée avec une classification stellaire de K3 III. Il a une masse comparable à celle du Soleil mais s'est étendu à 21,9 fois la circonférence de ce dernier. Il rayonne 143 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 4 373 K. Le HD 39901 est légèrement enrichi en éléments lourds avec une métallicité de 120 % de celle du Soleil. Comme la plupart des géants, il tourne lentement, avec une vitesse de rotation projetée inférieure à 1,6 km/s.
HD 4000/HD 4000 :
Hd 4000 peut faire référence à : Radeon HD 4000 series Intel HD Graphics 4000
HD 40091/HD 40091 :
HD 40091, également connue sous le nom de HR 2082, est une étoile solitaire située dans la constellation sud de Columba, la colombe. Il a une magnitude apparente de 5,54, 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 501 années-lumière de distance. Cependant, il recule rapidement avec une vitesse radiale héliocentrique élevée de 114 km/s. Il s'agit d'une géante rouge évoluée avec une classification stellaire de M0 III. Il a 121% de la masse du Soleil mais s'est étendu à 52,43 fois sa circonférence. Il rayonne 392 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère agrandie à une température effective de 3 969 K, ce qui lui donne une teinte rouge. HD 40091 est légèrement enrichi en métal, ayant une abondance de fer de 38 % au-dessus des niveaux solaires. HD 40091 varie entre 5,64 et 5,68 dans la bande passante Hipparcos, mais il n'est pas confirmé qu'il s'agisse d'une étoile variable. Par conséquent, il est catalogué dans le GCVS comme une variable suspectée.
HD 40307/HD 40307 :
HD 40307 est une étoile de séquence principale orange (type K) située à environ 42 années-lumière dans la constellation de Pictor (le chevalet), tirant son nom principal de sa désignation dans le catalogue Henry Draper. Il est calculé pour être légèrement moins massif que le Soleil. L'étoile compte six planètes connues, trois découvertes en 2008 et trois autres en 2012. L'une d'elles, HD 40307 g, est une super-Terre potentielle dans la zone habitable, avec une période orbitale d'environ 200 jours. Cet objet pourrait être capable de supporter de l'eau liquide à sa surface, bien que beaucoup plus d'informations doivent être acquises avant de pouvoir évaluer son habitabilité. Aucun compagnon stellaire de HD 40307 n'a été détecté comme en 2018.
HD 40307_b/HD 40307b :
HD 40307 b est une planète extrasolaire en orbite autour de l'étoile HD 40307, ​​située à 42 années-lumière en direction de la constellation sud de Pictor. La planète a été découverte par la méthode des vitesses radiales, à l'aide de l'appareil HARPS de l'Observatoire européen austral, en juin 2008. C'est la deuxième plus petite des planètes en orbite autour de l'étoile, après HD 40307 e. La planète est intéressante car cette étoile a une métallicité relativement faible, soutenant une hypothèse selon laquelle différentes métallicités dans les protoétoiles déterminent le type de planètes qu'elles formeront.
HD 40307_c/HD 40307 c :
HD 40307 c est une planète extrasolaire en orbite autour de l'étoile HD 40307, ​​située à 42 années-lumière en direction de la constellation sud de Pictor. La planète a été découverte par la méthode de la vitesse radiale, en utilisant l'appareil HARPS, en juin 2008. Des six planètes proposées dans le système stellaire HD 40307, ​​c'est la troisième plus grande et a la deuxième orbite la plus proche de l'étoile. La planète est intéressante car cette étoile a une métallicité relativement faible, soutenant une hypothèse selon laquelle différentes métallicités dans les protoétoiles déterminent le type de planètes qu'elles formeront.
HD 40307_d/HD 40307 d :
HD 40307 d est une planète extrasolaire en orbite autour de l'étoile HD 40307, ​​située à 42 années-lumière de la Terre en direction de la constellation sud de Pictor. La planète a été découverte par la méthode de la vitesse radiale, en utilisant l'appareil HARPS en juin 2008. C'est la plus massive des six planètes proposées dans le système. La planète est intéressante car cette étoile a une métallicité relativement faible, soutenant une hypothèse selon laquelle différentes métallicités dans les protoétoiles déterminent le type de planètes qu'elles formeront.
HD 40307_e/HD 40307e :
HD 40307 e est une planète candidate extrasolaire suspectée d'être en orbite autour de l'étoile HD 40307. Elle est située à 42 années-lumière en direction de la constellation sud de Pictor. La planète a été découverte par la méthode de la vitesse radiale, en utilisant l'appareil HARPS de l'Observatoire européen austral par une équipe d'astronomes dirigée par Mikko Tuomi de l'Université de Hertfordshire et Guillem Anglada-Escude de l'Université de Göttingen, en Allemagne. L'existence de la planète était contesté en 2015, car davantage de données de spectroscopie Doppler sont devenues disponibles.
HD 40307_f/HD 40307 f :
HD 40307 f est une planète extrasolaire en orbite autour de l'étoile HD 40307. Elle est située à 42 années-lumière en direction de la constellation sud de Pictor. La planète a été découverte par la méthode de la vitesse radiale, en utilisant l'appareil HARPS de l'Observatoire européen austral par une équipe d'astronomes dirigée par Mikko Tuomi de l'Université de Hertfordshire et Guillem Anglada-Escude de l'Université de Göttingen, en Allemagne. L'existence de la planète a été confirmée en 2015.
HD 40307_g/HD 40307g :
HD 40307 g est une exoplanète candidate suspectée d'orbiter dans la zone habitable de HD 40307. Elle est située à 42 années-lumière en direction de la constellation sud de Pictor. La planète a été découverte par la méthode de la vitesse radiale, en utilisant l'appareil HARPS de l'Observatoire européen austral par une équipe d'astronomes dirigée par Mikko Tuomi de l'Université de Hertfordshire et Guillem Anglada-Escude de l'Université de Göttingen, en Allemagne. L'existence de la planète était contesté en 2015, car davantage de données de spectroscopie Doppler sont devenues disponibles.
HD 40409/HD 40409 :
HD 40409 est un système stellaire binaire astrométrique présumé dans la constellation sud de Dorado. C'est un système faible mais visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,65. Basé sur un décalage de parallaxe annuel de 36,96 mas, il est situé à 88 années-lumière du Soleil. Il s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de +25 km/s. Le système a un mouvement propre relativement élevé, traversant la sphère céleste au rythme de 0,57 seconde d'arc par an le long d'un angle de position de 14,51°. Basé sur la classification stellaire de K2 III attribuée par Gray et al. (2006), la composante visible est une étoile géante de type K, issue d'une étoile de séquence principale de type A. En revanche, Keenan et McNeil (1989) lui ont donné une classification un peu moins évoluée de K2 III–IV. Il a environ huit milliards d'années avec 12% de masse en plus que le Soleil et s'est étendu à 4,8 fois le rayon du Soleil. L'étoile rayonne 11 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère agrandie à une température effective de 4 858 K.
HD 40657/HD 40657 :
HD 40657 est une étoile unique dans la constellation équatoriale d'Orion, près de la frontière de la constellation avec Monoceros. Il a une teinte orange et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,52. L'étoile est située à une distance d'environ 289 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe. Il dérive plus loin avec une vitesse radiale de +26 km/s. Il s'agit d'une étoile géante vieillissante avec une classification stellaire de K1.5III-IIIb CN-1, où la notation suffixe indique une sous-abondance de cyanogène dans le spectre. Ayant épuisé l'approvisionnement en hydrogène en son cœur, cette étoile s'est refroidie et s'est dilatée hors de la séquence principale. À l'heure actuelle, il a 25 fois le rayon du Soleil. HD 40657 est une étoile variable présumée avec une luminosité mesurée allant de la magnitude 4,54 à 4,58. Il est estimé à 2,27 milliards d'années avec 1,68 fois la masse du Soleil et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 2,1 km/s. L'étoile rayonne 196 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère gonflée à une température effective de 4 317 K.
HD 40873/HD 40873 :
HD 40873 est une étoile de la constellation nord de l'Auriga, à quelques degrés au sud du Delta Aurigae. Situé à environ 455 années-lumière de distance, il brille avec une luminosité d'environ 38 fois celle du Soleil et a une température effective de 7 753 K. C'est une étoile variable suspectée et a un taux de rotation assez rapide, montrant une vitesse de rotation projetée de 134 km/s. Eggen (1985) a suggéré qu'il s'agissait d'un membre probable du superamas des Hyades. Samuel Molyneux a nommé cette étoile Telescopica in Auriga. Flamsteed l'a catalogué comme 35 Camelopardali Heveliana, qui est le nom que James Bradley a continué à utiliser, bien qu'il soit dans les limites de la constellation moderne Auriga. Francis Baily l'a reclassée en Auriga en tant qu'étoile 1924 dans le catalogue 1845 de la British Association of 8377 Stars. HD 40873 est considérée comme une étoile Am, une étoile chimiquement particulière avec des lignes d'absorption de métaux inhabituellement fortes. Il a reçu un type spectral de kA5mA7IV, bien que d'autres catalogues aient donné des classifications plus normales telles que A7 V ou A7 III.
HD 40979/HD 40979 :
HD 40979 est un système stellaire triple dans la constellation nord de l'Auriga. La luminosité combinée de ce groupe se situe en dessous de la limite typique de visibilité à l'œil nu à une magnitude visuelle apparente de 6,74. Il est situé à une distance d'environ 108 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe. Le système recule avec une vitesse radiale de +32 km/s. Il a un taux relativement élevé de mouvement propre, traversant la sphère céleste au rythme de 0,182″ par an. Le composant principal, désigné A, est une étoile de séquence principale de type F avec une classification stellaire de F7V. Il est estimé à 2,51 milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 9,1 km/s. L'étoile a 1,21 fois la masse du Soleil et 1,26 fois le rayon du Soleil. Il a une métallicité plus élevée que le Soleil - ce que les astronomes appellent l'abondance relative d'éléments avec un numéro atomique plus élevé que l'hélium. L'étoile rayonne 1,96 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 6 077 K. En 2002, il y a une planète extrasolaire connue pour orbiter autour de cette étoile. Un excès infrarouge suggère qu'un disque de débris est en orbite autour de l'étoile à une séparation de 16,10 UA avec une température moyenne de 80 K. Le secondaire de magnitude 9,11, composant B, est un compagnon co-mobile à une séparation angulaire de 192,5″ du primaire, ce qui correspond à une séparation projetée d'environ 6 400 UA. Il a 83% de la masse du Soleil. Cette étoile a à son tour un compagnon de magnitude 12,00, composant C, à une séparation de 3,877 "± 0,013" le long d'un angle de position de 37,969 ° ± 0,178 °, à partir de 2015. Cela équivaut à une séparation projetée de 129 UA. L'étoile a environ 0,38 fois la masse du Soleil.
HD 40979_b/HD 40979b :
HD 40979 b est une planète extrasolaire en orbite autour de l'étoile HD 40979, a été détectée depuis les observatoires Lick et Keck et les observations photométriques à l'observatoire Fairborn révèlent des variations de luminosité de faible amplitude dans HD 40979. On pense qu'il s'agit d'une grande planète géante gazeuse. Il a été découvert en 2002 par Debra Fischer.
HD 41004/HD 41004 :
HD 41004 est un système stellaire binaire visuel dans la constellation sud de Pictor. Il est trop faible pour être visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente combinée de 8,65. Les deux composants ont une différence de magnitude de 3,7 et partagent un mouvement propre commun avec une séparation angulaire de 0,30″, à partir de 2018. La distance à ce système est d'environ 136 années-lumière en fonction de la parallaxe. Il s'éloigne davantage du Soleil avec une vitesse radiale de +42,5 km/s, étant arrivé à moins de 44,5 al il y a environ 831 000 ans. Le primaire, le composant A, est une étoile de la séquence principale de type K avec une classification stellaire de K1V et une magnitude visuelle de 8,82. Torres et al. (2006) l'ont classée comme une étoile K1IV, suggérant qu'il s'agit d'une étoile sous-géante qui évolue hors de la séquence principale. Il a 89% de la masse du Soleil et 104% du rayon du Soleil. L'étoile rayonne 63% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 255 K. Son plus petit compagnon, désigné composant B, est une naine rouge de type spectral M2V et de magnitude apparente 12,33. Il a une séparation projetée de 23 UA par rapport au primaire.
HD 41004_Ab/HD 41004 Ab :
HD 41004 Ab est une planète extrasolaire située à environ 139 années-lumière dans la constellation de Pictor. Il a une planète de masse 2,56 MJ en orbite à une distance de 1,70 UA de HD 41004 A. L'orbite de la planète est très excentrique causée par l'étoile compagnon HD 41004 B et la distance varie de 0,44 à 2,96 unités astronomiques.
HD 4113/HD 4113 :
HD 4113 est un système stellaire double dans la constellation sud du Sculpteur. Il est trop faible pour être vu à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 7,88. La distance à cette étoile, estimée par des mesures de parallaxe, est de 137 années-lumière. Il s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale de +5 km/s. Le membre principal de ce système, le composant A, est une étoile de la séquence principale de type G semblable au Soleil avec une classification stellaire de G5V. Les estimations de son âge sont de cinq à sept milliards d'années, et il tourne avec une vitesse de rotation projetée tranquillement de 2,3 km/s. L'étoile est riche en métal, avec presque la même masse, le même rayon et la même luminosité que le Soleil. En orbite autour de cette étoile se trouvent une planète géante et une naine brune (HD 4113 C) ; ce dernier a été directement imagé. Il a également un compagnon stellaire co-mobile, désigné composant B, qui est une naine rouge avec une classe de M0–1V à une séparation angulaire de 43″. Cet angle équivaut à une séparation projetée de 2 000 AU. et sur une orbite excentrique avec un demi-grand axe d'environ 50,4 UA et une période orbitale d'environ 348 ans.
HD 4113_b/HD 4113 b :
HD 4113 b est une planète jovienne située à environ 137 années-lumière dans la constellation du Sculpteur, en orbite autour de l'étoile HD 4113. Cette planète a une orbite très excentrique avec une période de 527 jours à 1,28 UA de l'étoile mère. Au périastre, la distance est de 0,124 UA et à l'apastron, la distance est de 2,44 UA.
HD 41162/HD 41162 :
HD 41162 est une étoile dans un double système.
HD 41248/HD 41248 :
HD 41248 est une étoile de la constellation Pictor. C'est une étoile très semblable au Soleil, avec le même type spectral (G2V). Il a 68% de la luminosité du Soleil, 92% de sa masse et 78% de son diamètre. Son âge est estimé à environ 2 milliards d'années et sa métallicité est inférieure à 43 % de celle du Soleil. Avec une magnitude visuelle apparente de 8,81, il est trop faible pour être vu à l'œil nu et se situe à environ 170 années-lumière (52 parsecs) du système solaire. HD 41248 a été étudié dans le High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher (HARPS) et pensait initialement ne pas avoir de planètes, mais l'examen de son spectre a montré qu'il avait deux super-terres avec des périodes orbitales de 18,357 jours et 25,648 jours et des masses minimales 12,3 et 8,6 fois celles de la Terre. Les planètes sont dans une résonance de mouvement moyen de 7:5. L'existence des planètes a été remise en cause comme étant une possible fausse détection due à l'activité stellaire, avec un cycle de 25 jours lié à la période de rotation de l'étoile. Les chercheurs originaux ont admis que les signaux des petites planètes pouvaient être difficiles à démêler du bruit du signal et ont noté que l'étoile était devenue plus active ces dernières années, mais en réanalysant toutes les données, ils ont conclu que la stabilité des signaux de vitesse radiale sur dix ans renforçait le cas de l'hypothèse de la planète. Ils ajoutent que des preuves plus concluantes pourraient venir lorsque des instruments fonctionnant dans le proche infrarouge tels que CARMENES ou le Habitable Zone Planet Finder (HPF) deviendront opérationnels.
HD 41534/HD 41534 :
HD 41534 est un système stellaire binaire dans la constellation sud de Columba. Il est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente combinée de 5,65. La distance à ce système est d'environ 950 années-lumière sur la base de la parallaxe, et il s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale de +93 km/s. Il s'agit d'un système stellaire en fuite avec une vitesse particulière inhabituellement élevée de 187,6+12,2−13,8 km/s. On pense qu'il a été éjecté de l'association OB Sco OB 1 il y a environ 14 millions d'années. Le composant principal est une étoile de séquence principale de type B avec une classification stellaire de B2V. Il affiche une microvariabilité avec une amplitude de 0,0086 et une fréquence de 0,11316 cycles par jour. L'étoile a environ 14 millions d'années avec un taux de rotation élevé, montrant une vitesse de rotation projetée de 122. Elle a sept fois la masse du Soleil et environ quatre fois le rayon du Soleil. HD 41534 rayonne plus de 1 600 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 20 000 K.
HD 4203/HD 4203 :
HD 4203 est une étoile unique dans la constellation équatoriale des Poissons, près de la frontière nord de la constellation avec Andromède. Il a une teinte jaune et est trop faible pour être vu à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 8,70. La distance à cet objet est de 266 années-lumière basée sur la parallaxe, mais il dérive plus près du Soleil avec une vitesse radiale de −14 km/s. Cet objet est une étoile ordinaire de séquence principale de type G avec une classification stellaire de G5V . C'est une étoile photométriquement stable avec une chromosphère inactive et une métallicité bien supérieure à la normale. L'étoile a environ 6,3 milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 5,6 km/s. Il a 12% de masse en plus que le Soleil et un rayon 35% plus grand. HD 4203 rayonne 1,68 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 666 K.
HD 4203_b/HD 4203 b :
HD 4203 b est une exoplanète plus massive que Jupiter. Il orbite deux fois plus loin de l'étoile que la Terre au Soleil. La planète met 1,1824 année pour orbiter autour de l'étoile de manière très excentrique de 1,00 UA à 3,14 UA. La planète a été découverte par Steve Vogt à l'aide du télescope Keck.
HD 4208/HD 4208 :
HD 4208 est une étoile de la constellation sud du Sculpteur. Il a une teinte jaune avec une magnitude visuelle apparente de 7,78, ce qui le rend trop sombre pour être visible à l'œil nu. Mais avec des jumelles ou un petit télescope, cela devrait être une cible facile. Cet objet est situé à une distance de 111,6 années-lumière du Soleil basée sur la parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de +57 km/s. L'étoile HD 4208 s'appelle Cocibolca. Le nom a été sélectionné dans la campagne NameExoWorlds par le Nicaragua, lors du 100e anniversaire de l'UAI. Cocibolca est le nom nahuatl du lac Nicaragua. Il s'agit d'une étoile de la séquence principale de type G avec une classification stellaire de G7V Fe-1 CH-0,5, où la notation du suffixe indique des sous-abondances de fer et de carbyne dans le spectre. Il a environ 6,6 milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 4,4 km/s. L'étoile a 86 % de la masse et du rayon du Soleil et irradie 71 % de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 717 K. En 2001, une planète a été découverte en orbite autour de l'étoile au moyen de la méthode de la vitesse radiale. Ce corps est en orbite à 1,66 UA de l'étoile hôte avec une période de 2,28 ans et une faible excentricité de 0,042. La position de cette planète près de la zone habitable de l'étoile signifie qu'elle aura un fort effet de perturbation gravitationnelle sur toute planète potentielle de masse terrestre qui pourrait être en orbite dans cette région.
HD 4208_b/HD 4208b :
La planète extrasolaire, désignée sous le nom de HD 4208 b, a été découverte par l'équipe California and Carnegie Planet Search à l'aide du télescope Keck. La planète est probablement un peu moins massive que Jupiter, bien que seule sa masse minimale soit connue. Sa distance orbitale est de 1,67 UA, légèrement plus éloignée que Mars et son excentricité est faible. La planète HD 4208 b est nommée Xolotlan. Le nom a été sélectionné dans la campagne NameExoWorlds par le Nicaragua, lors du 100e anniversaire de l'UAI. Xolotlan est le nom du lac Managua en langue nahualt.
HD 42540/HD 42540 :
HD 42540, également connue sous le nom de HR 2196, est une étoile variable présumée dans la constellation Pictor. Une géante orange de classe K2-3III, sa magnitude apparente est de 5,04 et elle est à environ 362 années-lumière d'après la parallaxe.
HD 42618/HD 42618 :
HD 42618 est une étoile bien étudiée avec un compagnon exoplanétaire dans la constellation équatoriale d'Orion. Avec une magnitude visuelle apparente de 6,85, il est trop faible pour être facilement visible à l'œil nu. Ce système est situé à une distance de 79,6 années-lumière du Soleil d'après des mesures de parallaxe. Il a un mouvement propre relativement élevé, traversant la sphère céleste à une vitesse angulaire de 0,321″ par an. HD 42618 dérive plus près avec une vitesse radiale de −53,5 km/s et devrait se rapprocher de 42,6 années-lumière dans environ 297 000 ans. La classification stellaire de HD 42618 est G4V, ce qui montre qu'il s'agit d'un G- ordinaire type étoile de la séquence principale. Il est considéré comme un analogue solaire proche, ce qui signifie que les propriétés physiques de l'étoile sont particulièrement similaires à celles du Soleil. Le modèle sismique indique que l'étoile est plus âgée et plus évoluée que le Soleil avec un âge d'environ 5,5 milliards d'années. Il tourne avec une faible vitesse de rotation projetée de 1,8 km/s, le taux de rotation étant cohérent avec le faible niveau d'activité de l'étoile. L'étoile a 92% de la masse du Soleil et 94% du rayon du Soleil. La métallicité de surface est plus faible que dans le Soleil, les modèles d'abondance étant cohérents avec une étoile de type solaire. HD 42618 rayonne 92 % de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 765 K. En 2016, la découverte d'une exoplanète compagne candidate en orbite autour de HD 42618 a été annoncée. Désigné HD 42618 b, il a été trouvé en utilisant la méthode des vitesses radiales qui a montré une périodicité de 149,6 jours. Les éléments orbitaux ont la planète en orbite à une distance de 0,55 UA de l'étoile hôte avec une excentricité orbitale (ovalisation) de 0,2 et une masse de type Neptune. Un deuxième signal avec une période de 388 jours a été détecté, mais cela n'est pas confirmé et peut être faux. Un signal de 4 850 jours est probablement le résultat du cycle d'activité magnétique de l'étoile.
HD 42818/HD 42818 :
HD 42818 est un système stellaire binaire astrométrique présumé dans la constellation circumpolaire nord de Camelopardalis. Il est visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de +4,76. Sur la base d'un décalage de parallaxe annuel de 18,64 ± 0,23 mas vu de l'orbite terrestre, il est situé à environ 175 années-lumière. Le système semble se rapprocher avec une vitesse radiale héliocentrique de −7 km/s. À partir de 2012, on estime que le système fera son approche la plus proche du Soleil dans 485 000 ans à une distance d'environ 169,2 al (51,87 pc). Le membre visible, désigné composant A, est une étoile de séquence principale de type A. avec une classification stellaire de A0 Vn, où le 'n' indique des raies d'absorption "nébuleuses" dues à la rotation. Il tourne rapidement avec une vitesse de rotation projetée de 255 km/s (van Belle (2012) liste 325 km/s), donnant à l'étoile un renflement équatorial prononcé. Bien que l'on ne s'attende pas à ce que les étoiles spectrales de type A émettent des rayons X, les coordonnées de cette étoile sont une source d'émission de rayons X avec une luminosité de 120,4 × 1020 W. Cela peut provenir d'un compagnon plus froid et invisible. environ 2,49 fois la masse du Soleil et environ 2,7 fois le rayon du Soleil. C'est une étoile relativement jeune, âgée d'environ 99 millions d'années. L'étoile rayonne 34 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 10 834 K.
HD 42936/HD 42936 :
HD 42936 (DMPP-3) est une étoile située dans la constellation circumpolaire sud de la Mensa. D'une magnitude apparente de 9,1, elle est trop faible pour être détectée à l'œil nu mais peut être vue avec un télescope. L'étoile est relativement proche à une distance d'environ 153 années-lumière mais s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de 34,4 km/s. HD 42936 est une étoile de type K précoce avec la classe de luminosité mélangée d'une étoile de séquence principale et d'une sous-géante. À l'heure actuelle, il a 87% de la masse du Soleil et 91% du rayon du Soleil. L'objet brille à 51% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 138 K, ce qui lui donne une lueur jaune orangée. HD 42936 a une abondance de fer de 151% celle du Soleil, ce qui signifie qu'elle est enrichie en métal malgré un âge de 10,9 milliards d'années.
HD 4308/HD 4308 :
HD 4308 est une étoile unique dans la constellation sud de Tucana. Il a une teinte jaune et est un défi à voir à l'œil nu même dans de bonnes conditions de vision, ayant une magnitude visuelle apparente de 6,54. Cet objet est situé à une distance de 72 années-lumière, déterminée à partir de mesures de parallaxe. C'est une étoile de population II et est considérée comme un membre du disque épais. L'étoile s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale de +95 km/s. Il s'agit d'une étoile de la séquence principale de type G semblable au Soleil avec une classification stellaire de G6VFe-0.9, où la notation du suffixe indique une sous-abondance de fer dans le spectre. L'âge de l'étoile est mal contraint, avec des estimations allant de 1,6 milliard d'années à 10 milliards. Il a 95% de la masse du Soleil mais 104% du rayon du Soleil. L'étoile rayonne presque la même luminosité que le Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 714 K.
HD 4308_b/HD 4308 b :
HD 4308 b est une exoplanète de faible masse en orbite autour de HD 4308. On pense qu'elle n'a pratiquement aucune excentricité orbitale.
HD 4313/HD 4313 :
HD 4313 est une sous-géante de type K située dans la constellation des Poissons. Il héberge une planète extrasolaire et s'éloigne du système solaire avec une vitesse radiale de 14,67 km/s. HD 4313 est une étoile unique, ce qui signifie qu'elle n'a pas de partenaires binaires, du moins dans la gamme des séparations projetées de 6,85 à 191,78 UA.
HD 4313_b/HD 4313 b :
HD 4313 b est une planète extrasolaire en orbite autour de l'étoile de type K HD 4313 à environ 447 années-lumière dans la constellation des Poissons. Cette planète a été découverte grâce à la méthode de spectroscopie Doppler (vitesse radiale).
HD 43197/HD 43197 :
HD 43197 est une étoile avec un compagnon exoplanétaire dans la constellation sud de Canis Major. Il a reçu le nom propre Amadioha, tel que sélectionné par le Nigeria lors de la campagne NameExoWorlds qui a célébré le 100e anniversaire de l'UAI. Amadioha est le dieu du tonnerre dans la mythologie Igbo. Elle a une magnitude visuelle apparente de 8,98, ce qui signifie qu'il s'agit d'une étoile de neuvième magnitude trop faible pour être visible à l'œil nu. Le système est situé à une distance de 204 années-lumière du Soleil sur la base des mesures de parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de +72 km/s. Elle a fait son approche la plus proche il y a environ 583 000 ans lorsqu'elle est arrivée à moins de 87 années-lumière. La classification stellaire de cette étoile est G8/K0 IV/V, ce qui peut être interprété comme signifiant que le spectre est intermédiaire entre des étoiles similaires de classe G8 et K0, et sa classe de luminosité montrant un mélange d'une étoile de la séquence principale (V) et d'une étoile sous-géante (IV). C'est une étoile faiblement active avec une métallicité élevée, soit cinq moitiés de plus que le Soleil. L'étoile a à peu près la même masse et la même taille que le Soleil, bien que la luminosité ne soit que de 74% du solaire. L'âge de l'étoile est estimé à au moins trois milliards d'années et il est modélisé comme étant juste à la fin de sa vie de séquence principale. En 2009, le programme de recherche de planètes HARPS a annoncé une planète jovienne sur une orbite très excentrique autour de l'étoile. La planète passe ~78% de sa période orbitale dans la zone habitable de l'étoile hôte, bien que les températures puissent atteindre 716 K lors du passage du périastre. En 2022, une deuxième planète super-jovienne a été découverte en utilisant une combinaison de vitesse radiale et d'astrométrie. En supposant que la planète intérieure partage l'inclinaison orbitale de la planète extérieure, sa masse réelle serait d'environ 4 MJ.
HD 43197_b/HD 43197 b :
HD 43197 b est une planète extrasolaire qui orbite autour de la séquence principale de type G ou étoile sous-géante HD 43197, située à environ 204 années-lumière dans la constellation Canis Major. Cette planète a une masse minimale de 55% de celle de Jupiter et met 0,85 an pour orbiter autour de l'étoile sur un demi-grand axe de 0,882 UA. Son excentricité est élevée de 0,74, mais son inclinaison n'est pas connue. Cette planète a été détectée par HARPS le 19 octobre 2009, en même temps que 29 autres planètes. En 2022, une deuxième planète super-jovienne a été découverte en orbite autour de HD 43197 en utilisant une combinaison de vitesse radiale et d'astrométrie. En supposant que HD 43197 b partage l'inclinaison orbitale de la planète extérieure, sa masse réelle serait d'environ 4 MJ. La planète HD 43197 b s'appelle Equiano. Le nom a été sélectionné dans la campagne NameExoWorlds par le Nigeria, lors du 100e anniversaire de l'UAI. Olaudah Equiano était un écrivain et abolitionniste d'Ihiala, au Nigeria, qui a combattu l'injustice et pour l'élimination de la traite des esclaves.
HD 43587/HD 43587 :
HD 43587 est un système stellaire situé à environ 63 années-lumière dans la constellation d'Orion, visible à l'œil nu. Le système comprend quatre étoiles individuelles, avec deux binaires largement séparés formant un système quadruple.
HD 43691/HD 43691 :
HD 43691 est une étoile de type G de magnitude +8,03 située à environ 280 années-lumière dans la constellation de l'Auriga. Cette étoile jaune est sur le point d'arrêter la fusion thermonucléaire de l'hydrogène dans son noyau et finit par s'étendre pour devenir une géante rouge.
HD 43691_b/HD 43691b :
HD 43691 b est une planète jovienne massive située à environ 280 années-lumière dans la constellation d'Auriga. Comme l'inclinaison est inconnue, seule la masse minimale est connue. La planète orbite près de l'étoile, plus proche que Mercure du Soleil.
HD 43848/HD 43848 :
HD 43848 est une étoile sous-géante de type K de 9e magnitude située à environ 123 années-lumière dans la constellation de Columba. L'étoile est moins massive que le Soleil. Le 29 octobre 2008, des mesures de vitesse radiale effectuées avec le spectrographe échelle MIKE sur le télescope Magellan II (Clay) de 6,5 m ont révélé la présence d'un compagnon d'au moins 25 masses de Jupiter en orbite autour de l'étoile. Initialement considérée comme une naine brune, les mesures astrométriques révèlent que la vraie masse de l'objet est de 120+167−43 masses de Jupiter, ce qui implique qu'il s'agit probablement d'une étoile naine rouge.
HD 43899/HD 43899 :
HD 43899, également désignée sous le nom de HR 2263, est une étoile solitaire de couleur orange située dans la constellation sud de Columba, la colombe. Il a une magnitude apparente de 5,53, ce qui lui permet d'être faiblement visible à l'œil nu. Sur la base des mesures de parallaxe du vaisseau spatial Gaia, l'objet est estimé à 284 années-lumière. Il semble reculer rapidement avec une vitesse radiale héliocentrique de 66,5 km/s. Eggen (1993) répertorie HD 43899 comme une ancienne étoile à disque et sa cinématique correspond à celle du groupe mobile ζ Herculis. un noyau d'hélium inerte. Il a une classification stellaire de K2 III. À l'heure actuelle, l'objet a 115% de la masse du Soleil et une température effective de 4 686 K. À l'âge de 6,32 milliards d'années, il a déjà quitté la séquence principale et rayonne maintenant 61 fois la luminosité du Soleil à partir d'une photosphère agrandie 12,4 fois celui du soleil. HD 43899 a une abondance de fer de 24 % inférieure aux niveaux solaires, ce qui la rend légèrement déficiente en métal. Il tourne modestement avec une vitesse de rotation projetée de 2,9 km/s.
HD 4391/HD 4391 :
HD 4391 est un système d'étoiles triples dans la constellation du Phénix situé à une distance de 48,7 années-lumière du Soleil. Le primaire a une classification stellaire de G3V, qui est une étoile de séquence principale de type G. Les propriétés physiques de cette étoile sont similaires à celles du Soleil, ce qui en fait un analogue solaire. Cependant, on pense qu'il a une masse supérieure de 22% à celle du Soleil et qu'il n'a que 1,2 milliard d'années. Le spectre de cette étoile affiche un niveau anormalement bas de béryllium, qui peut être le résultat d'une certaine forme de processus de mélange. Aucune planète n'a été détectée en orbite autour de cette étoile, et elle n'émet pas non plus un excès statistiquement significatif de rayonnement infrarouge qui pourrait indiquer un disque de débris. Cependant, il a deux compagnons qui partagent un mouvement propre commun dans l'espace avec HD 4391, ce qui en fait un système triple étoile. La première, une naine rouge de type M4, se trouve à une séparation angulaire de 17″ de la primaire. La seconde est une étoile de type M5 à une séparation de 49″.
HD 44120/HD 44120 :
HD 44120 est un large système d'étoiles binaires dans la constellation sud de Pictor. Bien que visible à l'œil nu, il est difficile de voir avec une magnitude visuelle apparente de 6,44. Le système est situé à une distance de 118 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, mais il se rapproche avec une vitesse radiale de -2 km/s. Il a une magnitude absolue de 3,57. Le membre principal, désigné composant A de ce système, est une étoile de séquence principale de type F avec une classification stellaire de F9.5V. C'est une étoile semblable au Soleil et a été considérée comme un analogue solaire "chaud" avec une zone de convection moins profonde que le Soleil. L'âge estimé de cette étoile est d'environ quatre milliards d'années, et elle tourne avec une vitesse de rotation projetée de 3,4 km/s. Il est chromosphériquement inactif. L'étoile a 1,2 fois la masse du Soleil et 1,6 fois le rayon du Soleil. Il rayonne près de trois fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère à une température effective de 6 005 K. Le faible compagnon secondaire, le composant C, est une étoile naine blanche de magnitude 14,03 avec une classe de DB3.2, indiquant un hélium riche atmosphère. L'objet a une température effective d'environ 15 700 K avec 67% de la masse du Soleil mais seulement 1,3% du rayon du Soleil. Il a fallu 155 ± 16 Ma pour que la naine blanche se refroidisse à la température actuelle. Avant de quitter la séquence principale, on estime que cette étoile avait 1,45+0,20−0,16 M☉ et était donc la primaire du système. Il a une séparation angulaire de 40,98″ le long d'un angle de position de 301,6° par rapport au primaire actuel. La séparation projetée de cette paire co-mobile est de 1 533,9 UA. Leur orbite estimée a un demi-grand axe de 1 702,6 UA et une période orbitale de 51 100 ans. Un compagnon visuel de magnitude 7,61, HD 44105, ou composant B, se trouve à une séparation angulaire de 32,50″ le long d'un angle de position de 234° par rapport au composant A, à partir de 2015. Elle a été découverte comme une étoile double par l'astronome écossais James Dunlop et annoncée en 1829. La parallaxe de cette étoile indique une distance d'environ 215 al (66 pc) du Soleil.
HD 44131/HD 44131 :
HD 44131 est une étoile de la constellation équatoriale d'Orion, positionnée près de la frontière orientale de la constellation avec Monoceros. Il a une teinte rougeâtre et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,91. L'étoile est située à une distance d'environ 465 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, et elle dérive plus loin avec une vitesse radiale de +48,6 km/s. Basé sur les variations de vitesse radiale, c'est un système binaire spectroscopique candidat et une solution orbitale préliminaire a été publiée en 1991 avec une période de 9,29 ans. Cependant, ces variations de vitesse peuvent être dues à d'autres causes. Il s'agit d'une étoile géante rouge vieillissante actuellement sur la branche géante asymptotique avec une classification stellaire de M1III. L'approvisionnement en hydrogène du cœur étant épuisé, cette étoile s'est refroidie et s'est dilatée hors de la séquence principale. On estime maintenant qu'il a 56 fois le rayon du Soleil et rayonne 673 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère gonflée à une température effective de 3 932 K. Il s'agit d'une variable périodique de type inconnu avec une fréquence de 0,11212 cycles par jour ( période de 8,9 jours) et une amplitude de 0,0106 en magnitude.
HD 44219/HD 44219 :
HD 44219 est une étoile de type solaire avec un compagnon exoplanétaire dans la constellation équatoriale de Monoceros. Elle a une magnitude visuelle apparente de 7,69, ce qui en fait une étoile de 8e magnitude qui est trop faible pour être facilement visible à l'œil nu. Le système est situé à une distance de 173 années-lumière du Soleil d'après les mesures de parallaxe, mais il se rapproche à une vitesse radiale de −12 km/s. Il s'agit d'une étoile de séquence principale de type G ordinaire avec une classification stellaire de G3V. L. Casagrande et associés en 2011 ont estimé l'âge de l'étoile à 5,4 milliards d'années, tandis que A. Bonfanti et ses collègues ont répertorié un âge beaucoup plus élevé de près de 10 milliards d'années en 2015. Il a une métallicité solaire proche et tourne avec une rotation projetée. vitesse de 1,5 km/s. L'étoile a à peu près la même masse que le Soleil mais son rayon est 37% plus grand. Il rayonne 1,83 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 749 K. En 2009, une planète jovienne a été découverte sur une orbite très excentrique autour de l'étoile par le programme de recherche de planètes HARPS. Il existe des preuves d'un compagnon supplémentaire de plus longue période.
HD 44219_b/HD 44219 b :
HD 44219 b est une planète extrasolaire qui orbite autour de l'étoile de séquence principale de type G HD 44219, située à environ 164 années-lumière dans la constellation Monoceros. Cette planète a au moins les trois cinquièmes de la masse de Jupiter et met 1,29 ans pour orbiter autour de l'étoile à un demi-grand axe de 1,18 UA. Cependant, contrairement à la plupart des autres exoplanètes connues, son excentricité n'est pas connue, mais il est typique que son inclinaison ne soit pas connue. Cette planète a été détectée par HARPS le 19 octobre 2009, en même temps que 29 autres planètes.
HD 44506/HD 44506 :
HD 44506 est une étoile solitaire de couleur bleue située dans la constellation sud de Columba. L'objet est également appelé HR 2288, qui est sa désignation Bright Star Catalog. Il a une magnitude apparente moyenne de 5,52, ce qui le rend faiblement visible à l'œil nu dans des conditions idéales. HD 44506 est situé relativement loin à une distance de 1 800 années-lumière sur la base des mesures de parallaxe Gaia DR3, mais s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de 54 km/s. Les lignes d'émission ont été remarquées pour la première fois dans le spectre de HD 44506 en 1964. Karl G. Heinze. On soupçonne qu'il est variable depuis 1963, mais une recherche de 1977 sur les β Céphéides a trouvé des résultats non concluants; l'étoile est variable dans la bande passante visuelle mais pas dans la bande passante ultraviolette. Depuis 2017, le GCVS répertorie HD 44506 comme variable suspectée. En 1982, HD 44506 a été officiellement cataloguée comme une étoile Be par Mecerdes Jaschek et Daniel Egret. Il s'agit d'une étoile chaude de la séquence principale de type B avec une classification stellaire de B3 V. Elle a 12,2 fois la masse du Soleil et est estimée avoir 13 millions d'années. HD 44506 a un rayon de 13,5 R☉ et une température effective de 16 838 K. Cela donne une luminosité bolométrique 18 951 fois celle du Soleil depuis sa photosphère. Comme beaucoup d'étoiles chaudes, elle tourne rapidement, avec une vitesse de rotation projetée de 220 km/s.
HD 44594/HD 44594 :
HD 44594 est une étoile de la constellation sud de la Poupe. Il a une magnitude visuelle apparente de 6,64, il peut donc être vu à l'œil nu depuis l'hémisphère sud dans de bonnes conditions d'observation. Basé sur des mesures de parallaxe, il est situé à une distance d'environ 82 années-lumière (25 parsecs) de la Terre, ce qui lui donne une magnitude absolue de 4,56. La mesure du spectre de l'étoile montre qu'elle correspond à une classification stellaire de G1.5V, qui est proche de la classe spectrale du Soleil de G2V. Dans la gamme de longueurs d'onde 3200–8800 Â, l'émission d'énergie de cette étoile est très similaire à celle du Soleil et est donc considérée comme un analogue solaire. La classe de luminosité « V » signifie qu'il s'agit d'une étoile de la séquence principale qui génère de l'énergie grâce à la fusion thermonucléaire de l'hydrogène en son cœur. La température effective de l'enveloppe extérieure de HD 44594 est de 5 840 K, ce qui lui donne la teinte jaune caractéristique d'une étoile de type G. Cette étoile a environ 108 % de la masse du Soleil et a à peu près le même rayon que le Soleil. Il pourrait être légèrement plus jeune que le Soleil avec un âge estimé à 4,1 milliards d'années. l'abondance d'éléments autres que l'hydrogène ou l'hélium, ce que les astronomes appellent la métallicité de l'étoile, est de 41 % supérieure à celle du Soleil. La vitesse de rotation projetée de l'étoile est de 4,4 km s−1, ce qui donne la vitesse azimutale minimale le long de l'équateur de l'étoile. Cette étoile a été examinée dans l'infrarouge à l'aide du télescope spatial Spitzer. Cependant, aucune émission excessive n'a été découverte, ce qui aurait autrement pu indiquer la présence d'un disque de débris circumstellaire de poussière en orbite.
HD 44780/HD 44780 :
HD 44780 est un système stellaire binaire dans la constellation nord des Gémeaux, situé à environ 3° au nord de Mu Geminorum. La paire a une magnitude visuelle apparente combinée de 6,35, ce qui est proche de la limite inférieure de visibilité à l'œil nu. Bien qu'il soit au-dessus de la magnitude 6,5, il n'a pas été inclus dans le Bright Star Catalogue ; la désignation HD 44780 provient du catalogue Henry Draper. Basé sur des mesures de parallaxe, le système est situé à une distance d'environ 960 années-lumière du Soleil. Il dérive plus loin avec une vitesse radiale de + 17 km / s. La vitesse variable de ce système a été notée pour la première fois lors d'une étude à l'observatoire du mont Wilson en 1952. Il s'agit d'un système binaire spectroscopique à double ligne avec une période orbitale de 1,581 ans et une excentricité de 0,24. Les deux composants sont des étoiles géantes similaires et vieillissantes, une combinaison relativement rare. Leur spectre combiné correspond à une classification stellaire de K2 III ; le secondaire étant un type légèrement antérieur au primaire. Ils ont un âge d'environ 400 millions d'années, avec des masses 3,10 et 3,02 fois celle du Soleil.
HD 45184/HD 45184 :
HD 45184 est une étoile de la constellation sud du Grand Chien. C'est une étoile de couleur jaune proche de la limite inférieure de visibilité à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 6,37. L'étoile est située à une distance de 71,65 années-lumière du Soleil basée sur la parallaxe. Il se rapproche avec une vitesse radiale de −3,8 km/s. Cet objet est une étoile ordinaire de la séquence principale de type G avec une classification stellaire de G2Va, et il est considéré comme un jumeau solaire. La masse, la taille et la luminosité de l'étoile sont légèrement supérieures à celles du Soleil, et elle a une métallicité quasi solaire - ce que les astronomes appellent l'abondance d'éléments avec des numéros atomiques plus élevés que l'hélium. L'étoile a environ trois milliards d'années et tourne avec une période de 20 jours. Il a un cycle d'activité magnétique de 5,14 ans qui a une amplitude plus faible que sur le Soleil.
HD 45350/HD 45350 :
HD 45350 est une étoile analogique solaire avec un compagnon exoplanétaire dans la constellation nord de l'Auriga. Elle a une magnitude visuelle apparente de 7,89, ce qui signifie qu'il s'agit d'une étoile de 8e magnitude qui est trop sombre pour être facilement visible à l'œil nu. Le système est situé à une distance de 153 années-lumière du Soleil sur la base des mesures de parallaxe, mais se rapproche avec une vitesse radiale de -21 km/s. Il s'agit d'une étoile de séquence principale de type G ordinaire avec une classification stellaire de G5 V, ce qui indique qu'il génère de l'énergie par fusion d'hydrogène du cœur. Les estimations d'âge sont de l'ordre de 6 à 7 milliards d'années et sa magnitude absolue est de 4,45, ce qui la place à environ 0,8 magnitude au-dessus de la séquence principale. L'étoile est calme sur le plan chromosphérique mais riche en métaux avec une vitesse de rotation projetée de 4,7 km/s. La masse de l'étoile est à peu près la même que celle du Soleil, mais son rayon est 24% plus grand et sa luminosité rayonnante est 43% plus élevée. L'étoile HD 45350 s'appelle Lucilinburhuc. Le nom a été sélectionné dans la campagne NameExoWorlds par le Luxembourg, lors du 100e anniversaire de l'IAU. La forteresse de Lucilinburhuc a été construite en 963 par le fondateur du Luxembourg, le comte Siegfried. La promotion 2019-2020 de 3B du lycée luxembourgeois d'Echternach a remporté le concours pour nommer à la fois l'étoile et sa planète.
HD 45350_b/HD 45350b :
HD 45350 b est une planète extrasolaire située à environ 160 années-lumière dans la constellation de l'Auriga. Il a une masse minimale d'environ 1,79 fois celle de Jupiter. La distance moyenne de la planète à l'étoile est supérieure à la distance entre Mars et le Soleil, mais l'excentricité de l'orbite est tout simplement remarquable ; au périastre, la planète est aussi proche de l'étoile que Mercure l'est du Soleil, mais à l'apastron, elle est 8 fois plus éloignée. Nul doute que les saisons sur la planète seraient extrêmes. La planète HD 45350 b s'appelle Peitruss. Le nom a été sélectionné dans la campagne NameExoWorlds par le Luxembourg, lors du 100e anniversaire de l'IAU. Peitruss est dérivé du nom de la rivière luxembourgeoise Pétrusse. La promotion 2019-2020 de 3B du lycée luxembourgeois d'Echternach a remporté le concours pour nommer à la fois l'étoile et sa planète. Les étudiants qui ont aidé à nommer les deux objets célestes étaient Lucien Nicolas Berger, Léna Boucq Kieffel, Ben de Boer, Cédric Dehlez, Nicolas Delhez, Sergio Manuel Dias Costa, Pierre Fusshoeller, Jil Menei, Philippe Schaack et Claire Zeien. Les membres du comité de surveillance qui ont organisé le concours et le vote des objets célestes respectifs étaient Eric Buttini, Patrick Michaely, Nicolas Faber, Jeanny-Jungbluth-Schmidt et Yanna Di Ronco. Des simulations dynamiques couvrant une période de 107 ans montrent qu'un deuxième, faible -de masse, la planète ne pourrait orbiter de manière stable que si elle n'était pas à plus de 0,2 UA de l'étoile ; dans les simulations, ces planètes présentent des oscillations d'excentricité jusqu'à une excentricité de 0,25. Les observations de vitesse radiale excluent toute planète dont la masse est supérieure à 4 masses de Neptune.
HD 45364/HD 45364 :
HD 45364 est une étoile de la constellation sud du Grand Chien. Il est trop faible pour être visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 8,08. La distance à ce système est de 112 années-lumière basée sur la parallaxe. Il s'éloigne davantage du Soleil avec une vitesse radiale de +16,4 km/s, après s'être approché de 49 années-lumière il y a environ 1,5 million d'années. Cet objet est une étoile ordinaire de la séquence principale de type G avec une classification stellaire de G8V , ce qui indique qu'il génère de l'énergie grâce à la fusion d'hydrogène du cœur. Il a environ 3,4 milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 1,7 km/s. L'étoile a 88% de la masse du Soleil et 82% du rayon du Soleil. Il rayonne 56% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 540 K. En août 2008, il y a deux planètes extrasolaires confirmées (ou exoplanètes) en orbite autour de lui.
HD 45652/HD 45652 :
HD 45652 est une étoile avec un compagnon exoplanétaire dans la constellation équatoriale de Monoceros. Il a été officiellement nommé Lusitânia le 17 décembre 2019, après la conférence de presse IAU100 à Paris par l'IAU (International Astronomical Union). Cette étoile a une magnitude visuelle apparente de 8,10, ce qui en fait une étoile de 8e magnitude trop faible pour être visible à l'œil nu. Le système est situé à une distance de 114 années-lumière du Soleil sur la base des mesures de parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale de -5 km/s. Il montre un mouvement propre élevé, traversant la sphère céleste à une vitesse angulaire de 0,188 arcsec an-1. Les propriétés atmosphériques mesurées correspondent à une étoile naine de type G tardif ou K précoce riche en métaux. C'est une étoile de la séquence principale d'âge moyen, âgée d'environ cinq milliards d'années, et inactive sur le plan chromosphérique. L'étoile est plus petite et moins massive que le Soleil. Il rayonne 61% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 342 K. HD 45652 tourne avec une vitesse de rotation projetée de 3,5 km/s. En mai 2008, la découverte d'une planète extrasolaire, HD 45652 b, en orbite autour de l'étoile a été annoncé. La planète a été détectée par la méthode de la vitesse radiale, en utilisant des observations faites de 2005 à 2007. Elle a reçu le nom de Viriato par le groupe de travail de la division C de l'UAI sur les noms d'étoiles.
HD 45652_b/HD 45652 b :
HD 45652 b est une planète extrasolaire géante gazeuse en orbite à seulement 0,23 UA de l'étoile HD 45652, avec une période orbitale de 44 jours. Sa masse est au moins la moitié de celle de Jupiter. Comme il a été détecté à l'aide de la méthode de la vitesse radiale, sa masse réelle dépend de l'inclinaison de son orbite ; si elle est faible, la masse réelle sera plus grande. De plus, son rayon n'est pas connu. Cette planète a été découverte par des mesures effectuées par le spectrographe ELODIE entre 2005 et 2006, puis confirmées par CORALIE et SOPHIE entre 2006 et 2007. La découverte a été annoncée en mai 2008.HD 45652 b, a été officiellement nommé Viriato le 17 décembre 2019 après la conférence de presse IAU100 à Paris par l'IAU (International Astronomical Union).
HD 4628/HD 4628 :
HD 4628 (96 G. Piscium) est une étoile de séquence principale dans la constellation équatoriale des Poissons. Il a une classification spectrale de K2,5 V et une température effective de 5 055 K, ce qui lui donne une teinte rouge orangé avec une masse et une circonférence légèrement inférieures à celles du Soleil. HD 4628 se trouve à une distance d'environ 24,3 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe. La magnitude apparente de 5,7 est juste suffisante pour que cette étoile soit vue à l'œil nu. L'étoile semble être légèrement plus âgée que le Soleil, âgée d'environ 5,4 milliards d'années. L'activité de surface est faible et, sur la base de la détection des émissions UV, elle peut avoir une couronne relativement froide avec une température d'un million de K. L'étoile a un mouvement propre relativement élevé de 1,4″ par an et se déplace dans notre direction générale avec une vitesse radiale de −10,4 km/s. HD 4628 effectuera son approche la plus proche du Soleil dans environ 32 000 ans, lorsqu'elle se trouvera à moins de 20 al (7,3 pc). Aucun compagnon définitif n'a encore été trouvé en orbite autour de cette étoile. En 1958, on pensait qu'il avait un compagnon stellaire qui était également une étoile flamboyante, mais cela a ensuite été réfuté.
HD 46375/HD 46375 :
HD 46375 est une étoile double avec un compagnon exoplanétaire dans la constellation équatoriale de Monoceros. Il se présente comme une étoile de magnitude 8 avec une magnitude visuelle apparente de 7,91, qui est trop sombre pour être facilement visible à l'œil nu. Le système est situé à une distance de 96,5 années-lumière du Soleil sur la base des mesures de parallaxe, mais se rapproche lentement avec une vitesse radiale de -1 km/s. Le compagnon stellaire commun à mouvement propre, désigné HD 46375 B, a une séparation projetée linéaire de 346 ± 13 UA. Le composant principal est une étoile de type solaire avec une classification stellaire de G9V, correspondant à une étoile de séquence principale de type G. Les estimations d'âge pour cette étoile vont de 2,6 à 11,9 milliards d'années. C'est une étoile inactive sur le plan chromosphérique et elle tourne lentement avec une vitesse de rotation projetée de 0,86 km/s. La magnitude absolue de cette étoile la place une magnitude plus brillante que l'équivalent pour une séquence principale d'âge zéro. Il a 91% de la masse et 101% du rayon du Soleil. L'étoile rayonne 77 % de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 3 663 K. Cette étoile a parfois été classée comme membre de l'amas d'étoiles NGC 2244 dans la nébuleuse de la Rosette, mais en réalité, cela arrive juste à mentir au premier plan. La distance à l'amas est beaucoup plus grande, environ 4500 années-lumière.

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Hugh Clifford, 7th Baron Clifford of Chudleigh

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