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mercredi 28 décembre 2022

HFPO


HD 132029/HD 132029 :
HD 132029 est une étoile de la constellation nord de Bootes. Il forme une étoile double avec un compagnon de magnitude 10,2 à une séparation angulaire de 4,6″ le long d'un angle de position de 110° (à partir de 2010).
HD 132406/HD 132406 :
HD 132406 est une étoile de la constellation nord de Bootes. D'une magnitude visuelle apparente de 8,45, elle est invisible à l'œil nu. La distance à cette étoile est de 231 années-lumière basée sur la parallaxe, mais elle se rapproche avec une vitesse radiale de -37,8 km/s. L'étoile a une magnitude absolue de 4,30. Il a un compagnon exoplanète confirmé. La classification stellaire de HD 132406 est G0V, correspondant à une étoile de séquence principale de type G ordinaire comme le Soleil. C'est une étoile plus âgée avec un âge allant jusqu'à neuf milliards d'années et qui tourne avec une vitesse de rotation projetée tranquillement de 1,7 km/s. Il semble avoir une masse similaire à celle du Soleil, mais sa circonférence est environ 36 % supérieure. La métallicité, ou abondance chimique des éléments plus lourds, apparaît légèrement plus élevée que dans le Soleil. L'étoile rayonne 1,8 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 754 KA. Le compagnon planétaire a été annoncé en 2007, sur la base de la variation de vitesse radiale de l'étoile hôte telle que mesurée à l'aide de l'instrument spectrographe ELODIE. Ce super Jupiter a une période orbitale de 2,67 ans avec une excentricité de 0,34. Une mesure astrométrique de l'inclinaison et de la masse réelle de la planète a été publiée en 2022 dans le cadre de Gaia DR3.
HD 132406_b/HD 132406b :
HD 132406 b est une planète extrasolaire géante gazeuse massive de longue période en orbite autour de l'étoile semblable au Soleil HD 132406. HD 132406 b a au moins 5,61 fois la masse de Jupiter. La distance orbitale de l'étoile est presque le double de celle de la Terre au Soleil. La période orbitale est de 2,7 ans. Une mesure astrométrique de l'inclinaison et de la masse réelle de la planète a été publiée en 2022 dans le cadre de Gaia DR3.
HD 132563/HD 132563 :
HD 132563 est un système triple étoile dans la constellation de Bootes. Les deux composants résolubles de ce système sont désignés HD 132563 AC et HD 132563 B. L'étoile primaire, HD 132563 AC, est en fait une binaire spectroscopique avec une période de plus de 15 ans et une excentricité orbitale supérieure à 0,65. Le plus petit membre de cette paire en orbite serrée a environ 55 % de la masse du Soleil.
HD 133002/HD 133002 :
HD 133002 (HR 5596) est une possible étoile binaire dans la constellation nord de la Petite Ourse. Avec une magnitude visuelle apparente de 5,65, elle est faiblement visible à l'œil nu. (Selon l'échelle de Bortle, il peut être vu depuis un ciel rural sombre.) La forte déclinaison de +82,5 ° signifie qu'il est caché à la vue de la majeure partie de l'hémisphère sud. Les mesures de parallaxe donnent une distance estimée à environ 142 années-lumière du Soleil. Si elle était plutôt positionnée à une distance de 33 al (10 pc), ce serait une étoile de seconde magnitude. Le système se rapproche avec une vitesse radiale héliocentrique de -44 km/s. Il s'agit d'une étoile de séquence principale de type G avec une classification stellaire de G2V, bien qu'elle ait également été classée comme F9V ou G0V. Avec des raies d'absorption spectrales des métaux et des bandes d'absorption de certaines molécules plus faibles que prévu sur la base de ses raies d'hydrogène, il est défini comme une étoile à raie faible. Sur la base de ses forces en bande G, il nous serait attribué une classe de G0 et, sur la base de ses lignes métalliques, une classe de G1. On estime qu'il a une masse 51% supérieure à celle du Soleil et qu'il est plus jeune avec un âge d'environ 2,8 ans. milliards d'années. La vitesse de rotation projetée le long de l'équateur de l'étoile est relativement tranquille de 5,2 km/s. L'étoile est considérée comme un analogue solaire photométrique, bien qu'elle soit déficiente en éléments plus massifs que l'hélium par rapport au Soleil. La composition chimique et la gravité de surface relativement faible pour une étoile de sa classification suggèrent qu'il pourrait plutôt s'agir d'une étoile sous-géante qui est en train d'évoluer loin de la séquence principale. La température effective de la photosphère de l'étoile est de 5 515 K, ce qui lui donne la teinte blanc-jaune d'une étoile de type G. Cette étoile a été examinée à la recherche de preuves d'un excès d'infrarouge, mais aucune n'a été détectée. Au cours d'une enquête de 2006 à 2007 sur les étoiles proches, il a été découvert que HD 133002 avait un compagnon stellaire à mouvement propre commun de faible masse. Cet objet a environ 15% de la masse du Soleil. Il a une séparation projetée d'environ 80 UA du primaire, ce qui suggère une période orbitale d'environ 700 ans. À l'heure actuelle, les données d'observation disponibles sont insuffisantes pour déterminer les éléments orbitaux.
HD 133131/HD 133131 :
HD 133131 est une étoile binaire dans la constellation de la Balance. Il se trouve à environ 168 années-lumière (51,5 parsecs) du Soleil. Il se compose de deux étoiles de séquence principale de type G ; ni l'un ni l'autre ne sont assez brillants pour être vus à l'œil nu. Les deux composants, HD 133131 A et B, sont très similaires au Soleil mais sont beaucoup plus anciens, environ 6 milliards d'années. Ils ont également de faibles métallicités (50% de l'abondance solaire), et HD 133131 A est en outre appauvri en éléments lourds par rapport à HD 133131 B, indiquant un événement d'engloutissement planétaire éventuellement passé pour HD 133131 B.
HD 133600/HD 133600 :
HD 133600, également connue sous le nom de HIP 73815, est une étoile de type G dans la constellation de la Vierge. Il a une magnitude visuelle apparente d'environ 8,219 m. Il est similaire au Soleil et a été appelé un quasi jumeau solaire, car il a 1,5 milliard d'années de plus que le Soleil. Sa distance est de 54,6 parsecs (178 années-lumière) du Soleil. La masse est à moins de 3% du Soleil. Les jumeaux solaires proches peuvent nous aider à comprendre l'activité solaire telle que les éruptions solaires et les cycles des taches solaires sur des périodes plus longues que les enregistrements historiques, et à mettre en contexte des événements historiques uniques tels que le minimum de Maunder. Ils peuvent également être utilisés pour définir le point zéro des étalonnages fondamentaux en astrophysique et des modèles d'évolution solaire. Les jumeaux solaires proches peuvent également aider à déterminer si le Soleil est unique ou non. Auparavant, on pensait que le Soleil pourrait être unique pour sa faible abondance de lithium. Cette étoile était l'une des deux étoiles utilisées dans les articles de 2007 par Melendez & Ramırez pour montrer que le Soleil n'était pas unique à cet égard car il a une abondance de lithium similaire au Soleil, mais ce n'est pas une idée de comparaison car HD 133600 est de 1,5 milliard. ans de plus que le Soleil. Pourtant, cela en a fait une étoile utile pour les études sur le problème de l'abondance de lithium appauvri à la surface solaire par rapport à d'autres étoiles, ce qui n'est pas encore entièrement compris et connu sous le nom de problème d'épuisement du lithium.
HD 133683/HD 133683 :
HD 133683 est une étoile unique dans la constellation sud du Triangle Australe. Il a une teinte jaune-blanc et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de +5,76. La distance à cette étoile est d'environ 3 600 années-lumière sur la base de la parallaxe, mais elle se rapproche avec une vitesse radiale de -14,7 km/s. Il s'agit d'une étoile supergéante massive avec une classification stellaire de F5Ib. Il a environ 11 fois la masse du Soleil et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 4,7 km/s. L'étoile s'est étendue à 79 fois le rayon du Soleil. Il rayonne 5 400 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 567 K.
HD 133981/HD 133981 :
HD 133981, également connue sous le nom de HR 5628, est une étoile solitaire de couleur blanc bleuâtre située dans la constellation circumpolaire sud d'Apus. Il a une magnitude apparente de 6,02, ce qui lui permet d'être faiblement visible à l'œil nu dans des conditions idéales. L'objet est situé relativement loin à une distance de 856 années-lumière sur la base des mesures de parallaxe de Gaia DR3 mais s'approche du système solaire avec une vitesse radiale héliocentrique de -13,7 km/s.HD 133981 a une classification stellaire de B8 IV, indiquant que c'est une étoile de type B qui évolue vers la branche des géantes rouges. Houk et Cowley (1975) ont donné une classe légèrement plus évoluée de B8/9 III, indiquant plutôt qu'il s'agit d'une étoile géante. Certains modèles évolutifs montrent qu'il s'agit d'une étoile qui arrive juste à la fin de la séquence principale. Néanmoins, il a 3,72 fois la masse du Soleil et 6,35 fois sa circonférence. Il rayonne 364 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 10 250 K. HD 133981 aurait 202 millions d'années. HD 133981 se trouve devant la lointaine galaxie faible LEDA 54288. Un disque de débris a été détecté autour de l'étoile. Il a 22,5 fois la masse de la Terre et une température d'équilibre de 27 K.
HD 134060/HD 134060 :
HD 134060, également connue sous sa désignation Gould de 38 G. Circini, est une étoile de la constellation sud de Circinus. Il est proche de la limite inférieure des étoiles visibles à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 6,29. La distance à HD 134060, telle que déterminée à l'aide d'une mesure annuelle de décalage de parallaxe de 41,59 mas, est de 78,4 années-lumière. Il s'éloigne de plus en plus avec une vitesse radiale héliocentrique de 43,5 km/s, après avoir atteint 34,6 al il y a environ 439 000 ans. Au cours du projet NStars, Gray et al. (2006) ont trouvé une classification stellaire de G0 V Fe + 0,4 pour cette étoile, correspondant à une étoile de séquence principale de type G semblable au Soleil avec une surabondance de fer dans son atmosphère externe. Cependant, une classification plus ancienne de G3 IV est toujours utilisée, ce qui suggérerait qu'il s'agit plutôt d'une étoile sous-géante plus évoluée. HD 134060 a environ 1,07 fois la masse du Soleil et 1,15 fois le rayon du Soleil. Il rayonne 1,63 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective d'environ 5 965 K. L'enquête de 2015 a exclu l'existence de tout compagnon stellaire supplémentaire à des distances projetées de 22 à 163 unités astronomiques.
HD 134064/HD 134064 :
HD 134064 est un système stellaire binaire dans la constellation nord de Bootes. La paire est séparée par une distance d'environ 8 000 UA.
HD 134335/HD 134335 :
HD 134335 est une étoile géante de la constellation nord de Bootes.
HD 134606/HD 134606 :
HD 134606 est une étoile de couleur jaune avec un système planétaire, positionnée dans la constellation sud d'Apus. Elle est inférieure à la limite nominale de visibilité à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 6,86. Basé sur un décalage de parallaxe annuel de 37,3 mas, il est situé à 87,45 années-lumière. L'étoile semble s'éloigner de la Terre avec une vitesse radiale héliocentrique de + 2,3 km / s. Il s'agit d'une étoile sous-géante de type G en évolution avec une classification stellaire de G6 IV et n'est pas considérée comme active, ayant un indice d'activité chromosphérique de −5.04. Il a à peu près la même masse que le Soleil mais est 25% plus lumineux. La photosphère rayonne de l'énergie à une température effective de 5 614 K. Elle a un indice de métallicité supérieur à celui du soleil - un terme que les astronomes utilisent pour décrire l'abondance d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium.
HD 134687/HD 134687 :
HD 134687 (e Lupi) est un système stellaire binaire dans la constellation méridionale de Lupus. Il est visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,81. La distance à HD 134687 peut être estimée à partir de son décalage de parallaxe annuel de 7,6 mas, ce qui donne environ 430 années-lumière. Il fait partie du sous-groupe Centaurus-Lupus supérieur âgé d'environ 11 millions d'années de l'association Scorpius-Centaurus, l'association OB la plus proche du Soleil. Il s'agit d'un système d'étoiles binaires spectroscopiques à une seule ligne. La paire a une orbite presque circulaire avec une excentricité égale ou inférieure à 0,03 et une période de 0,901407 jours (21,6338 h). Le primaire a une valeur a sin i de 2,735 × 105 km, ce qui ne donne qu'une borne inférieure pour le demi-grand axe a puisque l'inclinaison orbitale i par rapport à la ligne de visée est inconnue. Le système est une source d'émission de rayons X. La composante visible a une classification stellaire de B3 IV/V, correspondant à une étoile de type B montrant un spectre avec des traits mixtes d'une séquence principale et d'une étoile sous-géante. Il a 20 millions d'années avec une vitesse de rotation projetée de 13 km/s. L'étoile a 6,0 fois la masse du Soleil et 7,1 fois le rayon du Soleil. Il rayonne 997 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 17 100 K.
HD 135438/HD 135438 :
HD 135438 est une étoile géante de type K dans la constellation nord de Bootes. D'une magnitude apparente de 6,0, il se trouve à environ 650 années-lumière. HD 135438 a un compagnon de magnitude 9,36 à une séparation angulaire de 118,2″ le long d'un angle de position de 158° (à partir de 2012). Les parallaxes de Gaia Data Release 3 indiquent que le compagnon visuel est une étoile d'arrière-plan sans rapport.
HD 135530/HD 135530 :
HD 135530 est une étoile variable présumée dans la constellation nord de Bootes.
HD 135944/HD 135944 :
HD 135944 est une étoile de la constellation nord de Bootes. Avec une magnitude apparente de 6,5, elle se situe aux limites de la visibilité à l'œil nu. Il y a un compagnon de magnitude 8,94 à une séparation angulaire de 67,3″ le long d'un angle de position de 102° (à partir de 2011).
HD 136118/HD 136118 :
HD 136118 est une étoile de la section Serpens Caput de la constellation Serpens. L'étoile est trop sombre pour être facilement visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 6,93. Il est situé à une distance de 165 années-lumière du Soleil basée sur la parallaxe, et dérive plus près avec une vitesse radiale de −3 km/s. Cet objet est une étoile de séquence principale de type F avec une classification stellaire de F7V. La magnitude visuelle absolue de cette étoile suggère qu'elle a commencé à s'éloigner de la séquence principale. Les abondances de l'atmosphère stellaire sont similaires à celles du Soleil, et elle n'a qu'un niveau modeste d'activité chromosphérique. HD 136118 a 84 % de masse en plus par rapport au Soleil et son rayon est 70 % plus grand. L'étoile a environ 3,5 milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 8,5 km/s.
HD 136138/HD 136138 :
HD 136138, ou HR 5692, est un système stellaire binaire dans le segment Serpens Caput de la constellation Serpens. Il a une teinte dorée comme le Soleil et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 5,68 ; l'apport lumineux du compagnon est effectivement négligeable. Ce système est situé à une distance d'environ 420 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe. Elle dérive plus près avec une vitesse radiale de −7,7 km/s et a un mouvement propre de 23,5 mas·an−1. La variation de vitesse radiale de cette étoile a été rapportée par JR de Medeiros et M. Mayor en 1999, et c'était confirmé comme binaire par A. Frankowski et ses collègues en 2007 en utilisant des mesures de mouvement appropriées. Il s'agit d'un système binaire spectroscopique non résolu à une seule ligne avec une période orbitale de 1,39 ans et une excentricité (ovalisation) de 0,335. Des mesures de mouvement appropriées permettent une estimation de l'angle d'inclinaison orbitale à environ 43°. Leur demi-grand axe est d'environ 2,0 UA, soit le double de la distance entre la Terre et le Soleil. La classification stellaire de la composante principale est G8IIIa, indiquant qu'il s'agit d'une étoile géante évoluée de type G qui a épuisé l'approvisionnement en hydrogène de son noyau. C'est une géante rouge qui génère de l'énergie grâce à la fusion de l'hélium central. Il existe des preuves ambiguës de ce qu'il s'agit d'une étoile de baryum doux de classe Ba0.3, les spectres montrant des surabondances marginales d'éléments du processus s. Un faible niveau d'émission de rayons X a été détecté, qui semble provenir de la couronne de l'étoile. Le niveau élevé de flux ultraviolet provenant de ce système suggère fortement que le compagnon est une naine blanche compacte. Les estimations de masse le placent dans la plage de 0,6 à 0,8 fois la masse du Soleil et la température est d'environ 30 400 K. Il est possible que l'évolution antérieure de ce composant ait contaminé son partenaire avec des éléments de processus s, bien que l'interaction résultante devrait ont circularisé l'orbite dans une certaine mesure. La naine a une magnitude visuelle de 15,3 et une classe atmosphérique dominée par l'hydrogène de DA1,7.
HD 136418_b/HD 136418b :
HD 136418 b, également connue sous son nom propre Awasis, est une planète extrasolaire en orbite autour de l'étoile de type G HD 136418 à environ 320 années-lumière dans la constellation de Boötes. Elle a une orbite notable, restant dans la zone habitable connue. Il a également une étoile dont la température est très similaire à celle du Soleil. Il a été nommé "Awasis" par des représentants du Canada lors du concours NameExoWorlds 2019 organisé par l'IAU, du nom du mot cri pour "enfant". Dans le même concours, l'étoile mère de la planète HD 136418 a été nommée Nikawiy d'après le mot cri signifiant « mère ».
HD 137058/HD 137058 :
HD 137058 est une étoile de la constellation sud du Lupus. Eggleton et Tokovinin (2008) l'énumèrent comme une seule étoile, bien que Nitschelm et David (2011) aient noté qu'il pourrait s'agir d'un binaire spectroscopique à double ligne. Sa magnitude visuelle apparente est de 4,60, ce qui est suffisamment brillant pour être visible à l'œil nu. Basé sur un décalage de parallaxe annuel de 13,6 mas, il est situé à 240 années-lumière. La classification stellaire de la composante primaire est A0 V, correspondant à une étoile de séquence principale de type A. Il tourne rapidement avec une vitesse de rotation projetée de 300 km/s, ce qui lui donne une forme aplatie avec un rayon équatorial 22 % plus grand que le rayon polaire. L'étoile rayonne 156 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 8 178 K.
HD 137388/HD 137388 :
HD 137388 est une étoile de couleur orange dans la constellation sud d'Apus. Il porte le nom propre de Karaka, d'après l'arbre karaka originaire de Nouvelle-Zélande. Le nom a été attribué par des représentants de la Nouvelle-Zélande dans le cadre du concours NameExoWorlds de l'UAI. L'étoile est trop faible pour être visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 8,70. Il est situé à une distance de 132 années-lumière du Soleil en fonction de la parallaxe. L'étoile s'éloigne de plus en plus avec une vitesse radiale de +26 km/s, alors qu'elle s'est approchée de 52,9 années-lumière il y a environ 1,2 million d'années. Il a une magnitude absolue de 5,75. La classification stellaire de HD 137388 est K2IV, correspondant à celle d'une étoile sous-géante en évolution. Cependant, en 2011, Dumusque et ses collègues ont trouvé une classe de K0/K1V, suggérant qu'il s'agit plutôt d'une étoile de séquence principale de type K. Il a environ trois milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 2,2 km/s. L'étoile montre un cycle d'activité magnétique, similaire au cycle solaire. Il a 93% de la masse du Soleil et 86% du rayon du Soleil. Sur la base de l'abondance de fer dans le spectre, c'est une étoile à haute métallicité avec une plus grande abondance d'éléments lourds par rapport au Soleil. L'étoile rayonne 53% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 297 K.
HD 137509/HD 137509 :
HD 137509 est une étoile de la constellation sud d'Apus, positionnée à moins d'un degré de la limite nord de la constellation avec le Triangle Australe. Il a la désignation d'étoile variable de NN Apodis, ou NN Aps en abrégé, et sa luminosité varie d'une magnitude visuelle apparente de 6,86 à 6,93 avec une période de 4,4916 jours. L'étoile est située à une distance d'environ 647 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de +0,50 km/s. En 1973, WP Bidelman et DJ MacConnell ont découvert qu'il s'agissait d'un A particulier étoile de type silicium. Lors d'une reclassification des spectres des étoiles du sud en 1975, AP Cowley et N. Houk ont ​​noté que la force des raies de l'hydrogène et la faiblesse de l'hélium sont plus typiques d'une classe proche de B9. Il montre une luminosité au-dessus de la séquence principale, ce qui est courant pour une étoile A particulière. L'atmosphère stellaire apparaît déficiente en hélium, mais montre une riche variété de raies métalliques. Cependant, il n'y a pas de lignes de manganèse ou de mercure, donc ce n'est pas une étoile Hg – Mn Ap. HD 137509 est maintenant classé comme B9p (SiCrFe) ou B8 He wk SiCrFe, correspondant à une étoile Bp de type tardif, faible en hélium, avec des surabondances de silicium, de chrome et de fer. Cette étoile a été trouvée photométriquement variable par LO Lodén et A. Sundman en 1989, et un spectre variable a été noté par H. Pedersen en 1979. Elle possède l'un des champs magnétiques les plus puissants enregistrés pour une étoile chimiquement particulière, mesurée à environ 29 kG, et montre une forte composante quadripolaire. Les deux variances de l'étoile permettent de mesurer précisément sa période de rotation. Il est classé comme une variable Alpha2 Canum Venaticorum. L'étoile a environ 124 millions d'années avec 3,4 fois la masse du Soleil et 2,8 fois le rayon du Soleil. En moyenne, il rayonne environ 123 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 13 100 K.
HD 138573/HD 138573 :
HD 138573 est une étoile de séquence principale de type G dans la constellation des Serpens, classe G5IV-V, à environ 100,8 années-lumière de la Terre (30,912 parsecs). Bien qu'il s'agisse d'une étoile de type G comme le Soleil, une étude de 2005 a révélé qu'il ne s'agissait pas d'un jumeau solaire car HD 138573 a une masse beaucoup plus faible, une métallicité plus faible et un âge beaucoup plus ancien que le Soleil à 5,6 milliards d'années. HD 138573 est par ailleurs proche des caractéristiques du Soleil et pourrait être classé comme un analogue solaire.Mahdi et al. (2016) ont nommé l'étoile le meilleur candidat jumeau solaire parmi leur ensemble de données d'environ 2 800 candidats.
HD 138867/HD 138867 :
HD 138867, également connue sous le nom de HR 5786, est une étoile de couleur blanc bleuâtre située dans la constellation circumpolaire sud Apus. Il a une magnitude apparente de 5,94, 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, il est estimé à 417 années-lumière de la Terre. Cependant, il s'éloigne avec une vitesse radiale héliocentrique de 1,1 km/s. HD 138867 a une classification stellaire de B9,5 V, indiquant qu'il s'agit d'une étoile de la séquence principale de type B juste avant d'être une étoile de type A. Il a 2,81 fois la masse du Soleil et est estimé à 272 millions d'années, ayant terminé 67,4% de sa durée de vie de séquence principale. HD 138867 a une température effective de 10 375 K, qui, combinée à un rayon de 2,59 R☉, donne une luminosité plus de 50 fois celle du Soleil. Une métallicité solaire a été calculée pour HD 138867. Elle tourne actuellement rapidement avec une vitesse de rotation projetée de 178 km/s. Il y a eu un désaccord concernant la multiplicité de HD 138867. Chini et al. (2012) la classent comme une étoile solitaire tandis qu'Eggleton et Tokovinn (2008) ont trouvé qu'il s'agissait d'une binaire astrométrique. Le premier est plus probable car l'objet a une vitesse radiale constante.
HD 139139/HD 139139 :
HD 139139 (également connu sous le nom d'EPIC 249706694) fait probablement partie d'un système de paires liées d'étoiles de la séquence principale à environ 350 années-lumière (110 parsecs) de la Terre dans la constellation de la Balance. HD 139139 est une étoile de séquence principale de type G, un peu plus grande et plus lumineuse que le soleil, et à une température presque identique. Il a une magnitude apparente de 9,8. On pense que l'étoile compagne est une naine rouge K5-7 à 3 pouces de HD 139139. Elle est plus faible d'environ trois magnitudes et a une température comprise entre 4 100 et 4 300 K. Les deux étoiles ont un mouvement propre similaire, ce qui signifie qu'elles peuvent former un paire binaire liée gravitationnellement. HD 139139 présente des baisses de luminosité similaires à celles causées par le transit de planètes semblables à la Terre. Le télescope spatial Kepler a observé 28 baisses de leur luminosité sur une période de 87 jours (23 août - 20 novembre 2017). Les creux ne semblent pas être périodiques comme on pourrait s'y attendre s'ils étaient dus à des planètes en transit. On ne sait pas laquelle des deux étoiles produit les événements de gradation. Les explications potentielles qui ont été étudiées incluent les planètes transitant par une étoile binaire, les planètes qui perturbent les orbites les unes des autres produisant de grandes variations de temps de transit, une planète en désintégration, de gros astéroïdes produisant de la poussière et des taches solaires de courte durée. Selon Andrew Vanderburg, l'un des chercheurs des études originales, "En astronomie, nous avons une longue histoire de ne pas comprendre quelque chose, de penser que ce sont des extraterrestres, et de découvrir plus tard que c'est quelque chose d'autre... Les chances sont assez bonnes que ça va être un autre de ceux-là."
HD 13931/HD 13931 :
HD 13931 est une étoile semblable au Soleil dans la constellation nord d'Andromède. Il peut être vu avec des jumelles ou un petit télescope mais est trop faible pour être vu à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 7,60. Cet objet est situé à une distance de 155 années-lumière du Soleil, déterminée à partir de sa parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de +30 km/s. Il s'agit d'une étoile de séquence principale de type G ordinaire avec une classification stellaire de G0V, ce qui indique qu'il, comme le Soleil, génère de l'énergie par la fusion de l'hydrogène central. Il est légèrement plus grand, plus chaud, plus brillant et plus massif que le Soleil. La teneur en métal est d'environ 8% supérieure à celle du Soleil et sa chromosphère est silencieuse (magnétiquement inactive). L'étoile a environ 6,8 milliards d'années et elle tourne avec une période de rotation d'environ 26 joursEn 2009, une planète géante à très longue période, plus massive que Jupiter, a été trouvée en orbite autour de l'étoile en mesurant les changements dans la radiale de l'étoile rapidité. Cette planète met 11,55 ans pour orbiter autour de l'étoile à la distance typique de 5,15 UA (770 Gm). L'excentricité de la planète (0,02) est à peu près la même que celle de la Terre. Selon une recherche de 2018, HD 13931 est l'analogue du système solaire le plus prometteur connu, car il a une étoile similaire au Soleil et une planète avec une masse et un demi-grand axe similaires à Jupiter . Ces caractéristiques donnent une probabilité de près de 75% pour l'existence d'une zone habitable dynamiquement stable, où une planète semblable à la Terre peut exister et maintenir la vie.
HD 139319/HD 139319 :
HD 139319 est un système ternaire composé de l'étoile variable Algol binaire connue sous le nom de TW Draconis, et d'une étoile compagne de la séquence principale à une séparation de 3 secondes d'arc. Le système se trouve dans la constellation de Draco à environ 540 années-lumière.
HD 13931_b/HD 13931b :
HD 13931 b (également connue sous le nom de HIP 10626 b) est une planète extrasolaire qui orbite autour de l'étoile de type G HD 13931, située à environ 155 années-lumière dans la constellation d'Andromède. Cette planète met 11,55 ans pour orbiter autour de l'étoile à la distance moyenne de 5,15 UA ou 770 Gm. L'excentricité de la planète (0,02) est à peu près la même que celle de la Terre. La distance orbitale de cette planète varie de 5,05 à 5,25 UA. Cette planète a été découverte en utilisant la méthode de vitesse radiale du spectrographe pris à l'observatoire de Keck le 13 novembre 2009.
HD 139357/HD 139357 :
HD 139357 est une étoile géante de type K de 6e magnitude située à environ 370 années-lumière de la Terre, visible dans la constellation de Draco. Sa masse est les quatre tiers de celle du Soleil mais son rayon est 11,47 fois plus grand. Cependant, bien qu'elle soit une étoile géante, elle n'a que 3,07 milliards d'années, ce qui est plus jeune que le Soleil. Il héberge un compagnon sous-stellaire d'une masse minimale de 9,76 MJ, découvert en 2009. Une étude de 2022 a estimé la masse réelle de HD 139357 b à environ 16,38 MJ via l'astrométrie, bien que cette estimation soit mal contrainte. Si c'est la vraie masse, l'objet serait une naine brune.
HD 139357_b/HD 139357b :
HD 139357 b est une planète extrasolaire très massive ou naine brune située à environ 390 années-lumière, en orbite autour de l'étoile géante de type K de 6e magnitude HD 139357 dans la constellation de Draco. La détection a eu lieu le 20 mars 2009, qui était le premier jour du printemps. La masse et le rayon réels de ce corps restent connus, mais il a une masse minimale de près de 10 fois celle de Jupiter et un rayon probablement pas supérieur à 1,2 fois celui de Jupiter. Il s'agit très probablement d'une naine brune plutôt que d'une planète. La raison pour laquelle la vraie masse de l'objet est inconnue est due à l'inclinaison indéterminée de son plan orbital. Des observations de suivi par imagerie directe peuvent déterminer son rayon et son inclinaison orbitale, donnant ainsi sa densité et sa gravité de surface, ce qui permettra de déterminer si cet objet est une naine brune ou une planète supermassive. Comme c'est le cas pour les planètes supermassives, celle-ci orbite plus loin de son étoile hôte que la Terre ne l'est du Soleil. L'année de la planète est supérieure à trois années terrestres. Cependant, l'excentricité orbitale de cet objet est bien supérieure à celle de la Terre : 0,1 contre 0,017. Comme la plupart des planètes extrasolaires connues, elle a été détectée par la méthode d'oscillation, qui détecte les planètes à travers le mouvement d'oscillation circulaire de l'étoile causé par la gravité du corps en orbite.
HD 139664/HD 139664 :
HD 139664 est une étoile unique dans la constellation sud du Lupus. Il a la désignation Bayer g Lupi; HD 139664 est l'identifiant de l'étoile du catalogue Henry Draper. Il a une teinte jaune-blanche et est visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,64. L'étoile est située à une distance de 57 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, et elle se rapproche avec une vitesse radiale de -7 km/s. C'est un membre de l'association Hercules-Lyra des étoiles co-mobiles. Il s'agit d'une étoile de séquence principale de type F avec une classification stellaire de F3/5V, ce qui indique qu'elle génère de l'énergie par fusion d'hydrogène du noyau. L'âge estimé est mal contraint à environ un milliard d'années, mais l'âge de l'association Hercule-Lyre à laquelle il appartient est de 257 ± 46 millions d'années. Il a un taux de rotation modérément élevé, montrant une vitesse de rotation projetée de 71,6 km/s. L'étoile a 1,37 fois la masse du Soleil et 1,26 fois le rayon du Soleil. Il rayonne 3,31 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 6 704 KA. Un disque de débris a été imagé autour de cette étoile en utilisant le mode coronographique de l'instrument ACS du télescope spatial Hubble. Le disque semble avoir un maximum de poussière à 83 UA de l'étoile et une limite extérieure nette à 109 UA. Ces caractéristiques peuvent être causées par des perturbations gravitationnelles des planètes en orbite autour de l'étoile.
HD 140283/HD 140283 :
HD 140283 (également connue sous le nom d'étoile Mathusalem) est une étoile sous-géante pauvre en métaux située à environ 190 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Balance, près de la frontière avec Ophiuchus dans la Voie lactée. Sa magnitude apparente est de 7,205. C'est l'une des étoiles les plus anciennes connues. La lumière de l'étoile est quelque peu décalée vers le bleu car elle se rapproche plutôt que de s'éloigner de la Terre et elle est connue des astronomes depuis plus d'un siècle comme une étoile à grande vitesse basée sur ses autres vecteurs (mouvement propre). Une première analyse spectroscopique par Joseph W. Chamberlain et Lawrence Aller a révélé qu'il avait une teneur en métal nettement inférieure à celle du Soleil. Les analyses spectroscopiques modernes trouvent une teneur en fer d'environ un facteur 250 inférieure à celle du Soleil. C'est l'une des étoiles pauvres en métaux (Population II) les plus proches de la Terre. L'étoile était déjà connue en 1912 lorsque WS Adams a mesuré son astrométrie à l'aide d'un spectrographe à l'observatoire du mont Wilson.
HD 140913/HD 140913 :
HD 140913 est une étoile très semblable à notre propre Soleil située dans la constellation nord de la Couronne Boréale (La Couronne Nord). Il est trop faible pour être visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 8,07. L'étoile est située à une distance de 158 années-lumière du Soleil en fonction de la parallaxe. Avant la découverte d'un compagnon, cela servait d'étalon de vitesse radiale IAU, et il s'éloigne du Soleil à une vitesse de +37 km/s. Les composantes de vitesse spatiale de cette étoile sont (U, V, W) = (-21,77, -14,42, 1,67). Il s'agit d'une étoile de type solaire avec une classification stellaire de G0V. Il est estimé à sept milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 9,7 km/s. L'étoile a à peu près la même taille que le Soleil avec 92% de la masse du Soleil. Il rayonne 1,2 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 957 K. La détection d'un compagnon en orbite, désigné HD 140913 B, a été annoncée en 1994. La masse minimale de cet objet est de 43,2 fois la masse de Jupiter, ce qui en fait un candidat nain brun. Alternativement, il peut s'agir d'une naine blanche d'hélium sous-masse ayant perdu son enveloppe lors d'un transfert de masse. Il orbite autour de l'étoile hôte environ tous les 148 jours avec une excentricité (ovalisation) d'environ 0,57 et un demi-grand axe d'au moins 0,55 UA.
HD 141399/HD 141399 :
HD 141399 est une étoile de séquence principale de type K située à 121 années-lumière dans la constellation de Bootes. Sa température de surface est de 5602 K. HD 141399 est riche en éléments lourds par rapport au Soleil, avec un indice de métallicité Fe/H de 0,36±0,03. Son âge est inconnu. L'étoile a une très faible activité stellaire.
HD 141569/HD 141569 :
HD 141569 est une étoile Herbig Ae/Be isolée de classe spectrale A2Ve à environ 320 années-lumière dans la constellation de la Balance. L'étoile principale a deux compagnons nains rouges (en orbite l'un autour de l'autre) à environ neuf secondes d'arc. En 1999, un disque protoplanétaire a été découvert autour de l'étoile. Un espace dans le disque a conduit à des spéculations sur une éventuelle planète extrasolaire se formant dans le disque. En novembre 2019, des chercheurs ont étudié HD 141569A (étoile pré-séquence principale B9.5) et ont réalisé la première détection polarimétrique de l'anneau intérieur entourant l'étoile. Cela peut aider à mieux déterminer les caractéristiques essentielles du développement planétaire. Selon les chercheurs, "Compte tenu des données d'imagerie résolues provenant d'autres installations à contraste élevé, le disque de débris HD 1415169A se présente comme étant composé d'au moins trois, et potentiellement quatre anneaux imbriqués, avec des structures en spirale sur les trois anneaux spatialement résolus [.. .] En tant que tel, c'est un excellent laboratoire pour l'étude des disques dynamiquement perturbés."
HD 141846/HD 141846 :
HD 141846 est une étoile double dans la constellation sud d'Apus. Depuis 1996, la paire a une séparation angulaire de 0,7″ le long d'un angle de position de 332°.
HD 141937/HD 141937 :
HD 141937 est une étoile de la constellation zodiacale sud de la Balance, positionnée à quelques degrés au nord de Lambda Librae. C'est une étoile de couleur jaune avec une magnitude visuelle apparente de 7,25, ce qui signifie qu'elle est trop faible pour être vue à l'œil nu. Cet objet est situé à une distance de 108,9 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale de -2,2 km/s. Il a une magnitude absolue de 4,71. Il s'agit d'une étoile de séquence principale de type G avec une classification stellaire de G1V. C'est une étoile de type solaire avec une masse et un rayon légèrement supérieurs à ceux du Soleil. La métallicité est supérieure au solaire. Il a environ 3,8 milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 6 km/s. L'étoile rayonne 1,2 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 890 K. L'étoile a un compagnon sous-stellaire (HD 141937 b) annoncé en avril 2001 par l'Observatoire européen austral. Il a une masse minimale de 9,7 MJ. En 2020, l'inclinaison de l'orbite a été mesurée, révélant que sa masse réelle était de 27,4 MJ, ce qui en fait une naine brune. Une orbite de 653 jours place la distance orbitale 1,5 fois plus loin de l'étoile que la Terre l'est du Soleil, avec une excentricité élevée de 41 %.
HD 142/HD 142 :
HD 142 est un large système d'étoiles binaires dans la constellation sud de Phoenix. Le composant principal a une teinte jaune-blanc et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 5,7. Le système est situé à une distance de 85,5 années-lumière du Soleil sur la base des mesures de parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de +6 km/s. Le composant principal est une étoile de séquence principale de type F avec une étoile stellaire. classification de F7V, ce qui indique qu'il subit une fusion d'hydrogène du cœur. Il a environ 2,5 milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 10 km/s. L'étoile a 1,25 fois la masse du Soleil et 1,4 fois le rayon du Soleil. Il rayonne 2,9 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 6 338 KA. Une étoile compagne de magnitude 11,5 a été détectée en 1894, ce qui en fait un système d'étoiles binaires. Le compagnon binaire a été confirmé comme étant gravitationnellement lié en 2007 et déterminé comme étant une naine rouge de type spectral K8.5-M1.5 avec 54% de la masse du Soleil. La paire a une séparation projetée de 120,6 UA.
HD 142022/HD 142022 :
HD 142022 est un système stellaire binaire situé dans la constellation la plus méridionale des Octans. Il est trop faible pour être visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 7,70. La distance à ce système est de 112 années-lumière sur la base de la parallaxe, mais il dérive plus près du Soleil avec une vitesse radiale de −9,6 km/s. Le composant principal, désigné A, est une vieille étoile de type Population I G avec une classification stellaire de G9IV-V, montrant un spectre avec des traits mixtes d'une séquence principale et d'une étoile sous-géante. Il a environ 7,6 milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 2 km/s. L'étoile a une masse et des dimensions similaires à celles du Soleil, mais a une métallicité 55% plus élevée. Il rayonne 89% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5516 K. Le compagnon de magnitude 11,19 a la désignation LTT 6384 et semble gravitationnellement lié au primaire. La paire a une séparation angulaire de 22 secondes d'arc, ce qui correspond à une séparation projetée d'environ 820 UA. Le demi-grand axe estimé de leur orbite est de 1 033 UA. L'étoile secondaire est une naine rouge avec une classification stellaire de M1V. L'étoile primaire a un seul compagnon planétaire connu, découvert en 2005.
HD 142022_Ab/HD 142022 Ab :
HD 142022 Ab est une exoplanète découverte par la méthode de la vitesse radiale par Eggenberger et al. en 2005 après avoir découvert que HD 142022 A oscillait, ce qui indiquait la présence d'une planète massive, désignée comme HD 142022 Ab, avec une masse de 4,5 fois Jupiter. Il a une séparation relativement large entre une planète et une étoile avec près de 3 UA, ce qui prend 1928 jours ou 5,28 ans pour tourner. Comme il est typique des planètes à longue période, il a une excentricité relativement élevée de 53 ± 20 %.
HD 142245/HD 142245 :
HD 142245 est un système triple étoile hiérarchique situé à environ 318 années-lumière. L'étoile sous-géante primaire HD 142245 A appartient à la classe spectrale de K0. Son âge est beaucoup plus jeune que celui du Soleil à 2,855±0,514 milliards d'années. L'étoile primaire est légèrement enrichie en éléments lourds, ayant 160% d'abondance solaire. En 2014, le compagnon stellaire binaire co-mobile HD 142245 BC a été détecté. Il se compose d'une paire d'étoiles naines rouges de classe spectrale composite M1, en orbite autour d'une orbite de 4 UA. Aucun autre compagnon stellaire n'a été trouvé à des séparations projetées de 5,48 à 153,34 UA autour de HD 142245 A.
HD 142250/HD 142250 :
HD 142250 (HR 5910, HIP 77900) est une étoile de la constellation du Scorpion. Il a une magnitude visuelle apparente de 6,10, n'étant visible à l'œil nu que dans d'excellentes conditions de vision. D'après les mesures de parallaxe, il est situé à environ 500 années-lumière (155 parsecs) de la Terre. Cette distance, ainsi que le mouvement propre de l'étoile, indiquent que HIP 77900 est membre du sous-groupe supérieur du Scorpion de l'association Scorpius-Centaurus, l'association OB la plus proche du Soleil. Ce sous-groupe est le plus jeune des trois de l'association, avec un âge estimé à 11 millions d'années. Il s'agit d'une étoile de séquence principale de type B avec un type spectral de B6Vp et une masse estimée à 3,7 fois la masse solaire. HIP 77900 est une étoile chimiquement particulière faible en hélium, et a un champ magnétique et une vitesse de rotation lente, avec une vitesse de rotation projetée (v sin i) de 34 km/s. Sa photosphère émet de la lumière avec une luminosité 220 fois supérieure à celle du Soleil à une température effective de 13 600 K. Les étoiles des jeunes associations stellaires sont des cibles fréquentes pour les recherches d'imagerie directe d'objets sous-stellaires, car ces objets perdent de leur luminosité avec le temps. Un article de 2013, utilisant les données des enquêtes Pan-STARRS et UKIDSS et des observations de suivi avec le télescope IRTF, a présenté la découverte d'un objet de type spectral M9 et de température effective de 2400 ± 150 K séparé de HIP 77900 par 21,8 secondes d'arc, ou plus de 3200 ± 300 AU à la distance du système. Sa masse, estimée à partir de modèles évolutifs et supposant un âge de 10 millions d'années, est de 20+7−3 masses de Jupiter, donc l'objet est probablement une naine brune de faible masse. L'association physique entre les deux corps n'a pas été confirmée par l'observation commune du mouvement propre, mais est considérée comme probable compte tenu de la proximité des deux objets dans le ciel et du fait que la naine brune probable montre des signes de jeunesse.
HD 142415/HD 142415 :
HD 142415 est une étoile unique dans la constellation sud de Norma, positionnée à côté de la frontière sud de la constellation avec Triangle Australe et à moins d'un degré à l'ouest de NGC 6025. Avec une magnitude visuelle apparente de 7,33, elle est trop faible pour être visible à l'oeil nu. La distance à cette étoile est de 116 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, mais elle se rapproche avec une vitesse radiale de -12 km/s. C'est un membre candidat de l'amas ouvert d'étoiles NGC 1901. Il s'agit d'une étoile ordinaire de séquence principale de type G avec une classification stellaire de G1V. Il a été identifié comme un jumeau solaire par Datson et al. (2012), ce qui signifie que ses propriétés physiques sont très similaires à celles du Soleil. Il a 10% de masse en plus que le Soleil mais seulement 3% de rayon en plus. L'étoile est estimée à 1,6 milliard d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 4,2 km/s. Il rayonne 1,16 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 869 K. L'étoile est actuellement connue pour avoir une planète, désignée HD 142415 b. Cela a été détecté via la méthode de la vitesse radiale et annoncé en 2004. La période orbitale est d'un peu plus d'un an, ce qui a rendu plus difficile la détermination de l'excentricité orbitale en raison du sous-échantillonnage sur une partie de l'orbite, en combinaison avec la gigue. Les auteurs ont choisi de fixer la valeur d'excentricité à 0,5, bien que des solutions comprises entre 0,2 et 0,8 soient tout aussi plausibles.
HD 142415_b/HD 142415b :
HD 142415 b est une exoplanète avec une semi-amplitude de 51,3 ± 2,3 m/s. Cela indique la masse minimale de 1,69 masse de Jupiter, une période orbitale de 386,3 jours et le demi-grand axe de 1,07 unités astronomiques basé sur sa masse stellaire. L'oscillation sauvage et ovale de l'étoile utilisée par le spectromètre Doppler indique que l'orbite de la planète est très excentrique à environ 50 %. La planète a été découverte à l'observatoire de La Silla le 30 juin 2003 par le maire, qui a utilisé le spectrographe CORALIE.
HD 142527/HD 142527 :
HD 142527 est un système stellaire binaire dans la constellation du Lupus. L'étoile primaire appartient à la classe d'étoiles Herbig Ae/Be, tandis que la compagne, découverte en 2012, est une étoile naine rouge ou une protoplanète en accrétion avec une séparation projetée inférieure à 0,1″. Le système est remarquable pour son disque protoplanétaire circumbinaire et sa découverte a contribué à affiner les modèles de formation des planètes. L'orbite du compagnon est fortement inclinée vers le disque protoplanétaire circumbinaire. HD 142527 est répertorié dans l'indice international des étoiles variables en tant que variable UX Orionis, avec une magnitude de lumière visible allant de 8,27 à 8,60.
HD 142_b/HD 142b :
HD 142 b est une exoplanète jovienne située à environ 85,5 années-lumière dans la constellation de Phoenix. Cette planète a été découverte en 2001 par l'équipe anglo-australienne Planet Search. Une mesure astrométrique de l'inclinaison et de la masse réelle de la planète a été publiée en 2022 dans le cadre de Gaia DR3.
HD 143009/HD 143009 :
HD 143009 est une étoile unique dans la constellation sud du Lupus. Il a une teinte orange et est visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,99. L'étoile se trouve à une distance d'environ 380 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale de -27 km/s. Il a une magnitude absolue de -0,64. Il s'agit d'une étoile évoluée de type K avec une classification stellaire de K0 II-III, affichant une classe de luminosité avec des traits mixtes d'une géante brillante (II) et d'une étoile géante (III). L'approvisionnement en hydrogène de son noyau étant épuisé, l'étoile s'est étendue à 16,8 fois le rayon du Soleil. Il rayonne 152 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère agrandie à une température effective de 4 942 K.
HD 143183/HD 143183 :
HD 143183 est une étoile variable supergéante rouge de type spectral M3Ia dans la constellation Norma. Il est membre de l'association Norma OB1, à une distance d'environ 2 kiloparsecs. C'est l'une des supergéantes rouges les plus lumineuses avec une luminosité plus de 100 000 fois supérieure à celle du Soleil (L☉), et c'est aussi l'une des plus grandes étoiles avec un rayon plus de mille fois supérieur à celui du Soleil (R☉). Des études plus anciennes calculaient fréquemment des luminosités et des rayons plus élevés. Elle a un taux de perte de masse estimé à 5 × 10−5 M☉ par an et a été décrite une fois comme une hypergéante froide. Il est entouré d'une douzaine d'étoiles de type précoce et d'une nébuleuse circumstellaire qui s'étend sur 0,12 parsecs (0,39 al). HD 143183 est cataloguée avec la désignation d'étoile variable V558 Normae car sa luminosité varie de manière irrégulière entre les magnitudes apparentes 7,3 et 8,6. Il est possible que HD 143183 soit un binaire spectroscopique avec un compagnon OB+ mais cela est considéré comme douteux. HD 143183 se trouve à environ 1 'de la géante brillante de classe O de magnitude 10 CD-53 6363, la deuxième étoile la plus brillante de l'amas.
HD 143346/HD 143346 :
HD 143346 (HR 5595) est une étoile unique dans la constellation circumpolaire sud d'Apus. Elle se trouve à 28,5 minutes à l'ouest et à environ 5° au nord de l'étoile géante jaune Gamma Apodis, qui est la deuxième étoile la plus brillante de la constellation d'Apus. Cet objet a une teinte orange et est visible à l'œil nu sous la forme d'un point faible de lumière avec une magnitude visuelle apparente de 5,68 Il est situé à une distance d'environ 286 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de 49 km/s. A cette distance, la luminosité visuelle de cette étoile est diminuée d'une extinction de 0,174 due aux poussières interstellaires. L'étoile a une magnitude absolue de 0,95.HD 1433456 a une classification stellaire de K1.5III CN1, indiquant une géante rouge qui a une surabondance anormale de cyanogène dans le spectre. Il est actuellement sur la branche horizontale, générant la fusion via un noyau d'hélium. À l'heure actuelle, il a 118% de la masse du Soleil mais s'est étendu à 10,6 fois le rayon du Soleil. L'étoile rayonne 53 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 4 520 K. HD 1433456 fait partie du disque épais de la Voie lactée, mais est enrichi en métal. Il tourne avec une vitesse de rotation projetée inférieure à 1 km/s.
HD 143361/HD 143361 :
HD 143361 est une étoile de la constellation méridionale de Norma. Avec une magnitude visuelle apparente de 9,20, cette étoile est trop sombre pour être vue à l'œil nu. Il est suffisamment proche de la Terre pour que sa distance puisse être déterminée à l'aide de mesures de parallaxe, ce qui donne une valeur d'environ 224 années-lumière (69 parsecs). Il s'agit d'une étoile de séquence principale de type G avec une classification stellaire de G6 V. Il a environ 95% de la masse du Soleil et a environ 8,1 milliards d'années.
HD 143361_b/HD 143361b :
HD 143361 b est une planète extrasolaire située à environ 194 années-lumière dans la constellation de Norma, en orbite autour de l'étoile de séquence principale de type G de 9e magnitude HD 143361. Cette planète a une masse minimale de 3,0 fois celle de Jupiter. Parce que l'inclinaison n'est pas connue, la vraie masse n'est pas connue. Cette planète orbite à une distance de 2,0 UA avec une excentricité orbitale de 0,18. Cet objet a été détecté à l'aide de la méthode de la vitesse radiale lors d'une étude astronomique menée par le Magellan Planet Search Program à l'aide du spectrographe échelle MIKE sur le télescope Magellan II (Clay) de 6,5 m.
HD 143436/HD 143436 :
HD 143436 également connue sous le nom de HIP 78399, est une étoile de type G dans la constellation du Serpens. La température, la rotation, la masse et l'abondance des éléments de cette étoile sont proches des propriétés du Soleil, et pour cette raison c'est un candidat jumeau solaire. La seule différence notable est une abondance de lithium environ six fois plus élevée par rapport au Soleil et très probablement un âge plus jeune de 3,8 Gyr. Les composantes de vitesse spatiale de cette étoile sont (U, V, W) = (−19,2, −38,6, −7,0) km/s.
HD 143699/HD 143699 :
HD 143699 est une étoile unique dans la constellation sud du Lupus. C'est une étoile faible mais visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,90. Basé sur un décalage de parallaxe annuel de 9,2 mas, il est situé à environ 350 années-lumière. Il s'agit très probablement (90% de chances) d'un membre du sous-groupe Upper Centaurus – Lupus du groupe mobile Sco OB2. Cette étoile a une classification stellaire de B5/7 III/IV, suggérant qu'il s'agit d'une étoile en évolution qui entre dans la phase géante. Cependant, selon Zorec et Royer (2012), il ne s'agit que de 56% de la durée de vie de sa séquence principale. C'est une étoile B magnétique chimiquement particulière, montrant une intensité de champ quadratique moyenne de (167,2 ± 140,4) × 10−3 T. Faible en hélium, elle affiche une sous-abondance d'hélium dans son spectre. Des émissions radio ont été détectées à partir de cette source. HD 143699 a 4,3 fois la masse du Soleil et 4,4 fois le rayon du Soleil. Il a un taux de rotation élevé avec une vitesse de rotation projetée de 123 km/s. L'étoile rayonne 438 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 14 521 K.
HD 143787/HD 143787 :
HD 143787 est une étoile unique dans la constellation sud du Scorpion. C'est une étoile de cinquième magnitude - magnitude visuelle apparente de 4,973, et donc visible à l'œil nu. La distance à HD 143787 peut être estimée à partir de son décalage de parallaxe annuel de 14,4 mas, ce qui donne une séparation de 227 années-lumière. Elle se rapproche de la Terre avec une vitesse radiale héliocentrique de −37,9 km/s, et devrait se rapprocher de 106,4 al dans 1,2 million d'années. Il s'agit d'une étoile géante évoluée avec une classification stellaire de K3 III. C'est une géante rouge, ce qui signifie qu'elle se trouve sur la branche horizontale et qu'elle génère de l'énergie par fusion d'hélium en son cœur. À l'âge de 4,46 milliards d'années, il a 1,25 fois la masse du Soleil et rayonne 61,7 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère agrandie à une température effective de 4 370 K.
HD 14412/HD 14412 :
HD 14412 est une étoile unique dans la constellation sud de Fornax. Il porte la désignation Gould 22 G. Fornacis, tandis que HD 14412 est la désignation du catalogue Henry Draper. L'étoile a une magnitude visuelle apparente de 6,33, qui, selon l'échelle de Bortle, peut être faiblement vue à l'œil nu depuis les zones rurales. Basé sur un décalage de parallaxe annuel de 77,9″, ce système est à 42 années-lumière du Soleil. Elle dérive plus loin avec une vitesse radiale de +7,5 km/s. Cette étoile a une classification stellaire de G8V, indiquant qu'il s'agit d'une étoile de la séquence principale. Basé sur des modèles stellaires, il a 82% de la masse du Soleil et 77% du rayon. HD 14412 tourne avec une vitesse de rotation projetée de 3,26 km/s et a environ 9,61 milliards d'années. Il rayonne 44 % de la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère à une température effective de 5 482 K, lui donnant la lueur jaune d'une étoile de type G.HD 14412 a été examiné pour des signes d'un disque de débris en orbite ou d'un compagnon planétaire, mais en 2012, aucun n'a été découvert.
HD 145377/HD 145377 :
HD 145377 est une étoile de la constellation sud du Scorpion. Il a une magnitude visuelle apparente de 8,10 et peut être observé avec un petit télescope. L'étoile est située à une distance de 175 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, et elle dérive plus loin avec une vitesse radiale de +11,6. La magnitude absolue de cette étoile est de 4,31, indiquant qu'elle serait visible à l'œil nu si elle était à une distance de 10 parsecs. Il s'agit d'une étoile de séquence principale de type G ordinaire avec une classification stellaire de G3V, ce qui indique qu'elle subit une fusion d'hydrogène centrale. Il est 5 à 12 % plus grand et 13 % plus massif que le Soleil. Il peut être plus jeune que le Soleil, avec des estimations d'âge de l'ordre de 1 à 3 milliards d'années. L'étoile tourne avec une vitesse de rotation projetée de 3,85 km/s, ce qui lui donne une période de rotation d'environ 12 jours. L'abondance d'éléments plus massifs que l'hélium – ce que les astronomes appellent la métallicité de l'étoile – est d'environ 31 % supérieure à celle du Soleil. L'étoile rayonne environ 43% à 56% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 6 046 K.
HD 145377_b/HD 145377b :
HD 145377 b est une planète extrasolaire située à environ 180 années-lumière Cette planète a été découverte le 26 octobre 2008 par Moutou et al. utilisant le spectrographe HARPS sur le télescope de 3,6 mètres de l'ESO installé à l'observatoire de La Silla dans le désert d'Atacama, au Chili.
HD 145457/HD 145457 :
HD 145457 est une étoile située dans la constellation nord de la couronne boréale (la couronne nord) à une distance d'environ 443 années-lumière du Soleil, déterminée par des mesures de parallaxe. Il a été officiellement nommé Kamuy par l'IAU, d'après un être spirituel ou divin dans la mythologie Ainu. D'une magnitude apparente de 6,57, elle est à peine visible à l'œil nu lors des nuits sombres sans pollution lumineuse. Elle dérive plus près du Soleil avec une vitesse radiale de −3,2 km/s. HD 145457 est une étoile géante vieillissante avec une classification stellaire de K0 III qui s'est refroidie et s'est dilatée de la séquence principale après avoir épuisé son approvisionnement en hydrogène central. C'est une géante riche en lithium, inhabituelle car le lithium est rapidement détruit une fois qu'une étoile devient une géante rouge. Une explication de l'excès de lithium dans ces étoiles a été l'engloutissement récent d'une planète, mais on pense maintenant qu'il est plus susceptible d'être dû à la nucléosynthèse dans l'étoile. On suppose généralement que ces géantes riches en lithium sont membres du noyau rouge des étoiles brûlant de l'hélium à l'extrémité froide de la branche horizontale. En supposant qu'il s'agit d'un objet brûlant de l'hélium, les propriétés de HD 145457 peuvent être déduites par comparaison avec des traces évolutives. Avec un âge de 5,2 milliards d'années, il est environ 1,57 fois plus massif que le Soleil et a gonflé à environ 10 fois son diamètre. Il rayonne 50 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère agrandie à une température effective de 4 738 K.
HD 1461/HD 1461 :
HD 1461 est une étoile de la constellation équatoriale de Cetus, près de la frontière ouest de la constellation avec le Verseau. Il porte la désignation Gould 32 G. Ceti, tandis que HD 1461 est l'identifiant du catalogue Henry Draper. Cet objet a une teinte jaune et est un défi à voir à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 6,47. L'étoile est située à une distance de 76,5 années-lumière (23,5 parsecs) du Soleil sur la base de la parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale de −10 km/s. Cet objet est une étoile de séquence principale de type G avec une classification stellaire de G3VFe0.5, où la notation suffixe indique une légère surabondance de fer. Il a environ deux milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 5 km/s. Il s'agit d'une étoile de type solaire avec 5% de masse en plus par rapport au Soleil et 1,24 fois le rayon du Soleil. L'étoile rayonne 1,19 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 386 K.
HD 1461_b/HD 1461b :
HD 1461 b est une planète extrasolaire, en orbite autour de l'étoile de type G de 6ème magnitude HD 1461, à 76,5 années-lumière dans la constellation Cetus. Cette planète a une masse minimale de 6,4 fois celle de la Terre et orbite à une distance de 0,0634 UA avec une excentricité inférieure à 0,131. On ignore actuellement si la planète est une géante gazeuse comme Uranus ou Neptune, ou a une composition terrestre comme CoRoT-7 b. Cette planète a été annoncée le 13 décembre 2009 après sa découverte à l'aide de mesures de vitesse radiale prises aux observatoires Keck et anglo-australien.
HD 14622/HD 14622 :
HD 14622 est une étoile unique dans la constellation nord d'Andromède. Il est faiblement visible à l'œil nu dans de bonnes conditions de vision, ayant une magnitude visuelle apparente de 5,81. Basé sur un décalage de parallaxe annuel de 20,9 mas, il est situé à 156 années-lumière. L'étoile se rapproche de la Terre avec une vitesse radiale héliocentrique de −35 km/s, et devrait arriver à moins de 96 années-lumière dans environ 812 000 ans. La classification stellaire de HD 14622 est F0 III–IV, montrant un mélange spectre d'une étoile sous-géante et géante en évolution; suggérant qu'il s'agit d'une étoile de masse intermédiaire qui a épuisé son noyau d'hydrogène et qui est en expansion. L'étoile est soupçonnée d'être légèrement variable, mais cela n'a pas été prouvé de manière concluante. Il a environ 890 millions d'années avec 1,69 fois la masse du Soleil. L'étoile rayonne 8 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective d'environ 7 000.
HD 146389/HD 146389 :
HD 146389 (également connue sous le nom de WASP-38), est une étoile avec une teinte jaune-blanche dans la constellation nord d'Hercule. L'étoile a reçu le nom officiel d'Irena par l'Union astronomique internationale en janvier 2020. Elle est invisible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 9,4 L'étoile est située à une distance d'environ 446 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, mais se rapproche avec une vitesse radiale de -9 km/s. L'étoile est connue pour héberger une exoplanète, désignée WASP-38b ou officiellement nommée "Iztok". La classification stellaire de HD 146389 est F8, qui est une étoile de type F de classe de luminosité incertaine. L'âge de la star est incertain. Il montre une faible abondance de lithium, ce qui suggère un âge de plus de 5 milliards d'années. Cependant, le taux de rotation indique un âge plus proche du milliard. L'étude de 2015 utilisant l'observatoire de rayons X Chandra n'a pas réussi à détecter les émissions de rayons X de l'étoile pendant l'éclipse planétaire, ce qui peut indiquer une activité coronale inhabituellement faible ou la présence d'un anneau de gaz absorbant formé par l'atmosphère s'échappant de la planète WASP-38. b. L'étoile est 33 % plus grande et 20 % plus massive que le Soleil. Il rayonne près de trois fois la luminosité du Soleil à une température effective de 6 150 K.
HD 146624/HD 146624 :
HD 146624 (d Scorpii) est une seule étoile de couleur blanche dans la constellation zodiacale sud du Scorpion. Il est faiblement visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 4,80. La distance à HD 146624 peut être estimée à partir de son décalage de parallaxe annuel de 23,0 mas, ce qui donne une séparation de 142 années-lumière. A cette distance, la magnitude visuelle est réduite d'une extinction de 0,17 due aux poussières interstellaires. C'est un membre du groupe mobile Beta Pictoris, un ensemble d'étoiles d'environ 12 millions d'années qui partagent un mouvement commun dans l'espace. Il s'agit d'une étoile de séquence principale de type A avec une classification stellaire de A0 V, et est soupçonnée être chimiquement particulier. C'est une étoile jeune, âgée de seulement 10 millions d'années, avec une vitesse de rotation projetée de 39 km/s. La masse de l'étoile est supérieure à celle du Soleil, avec De Rosa et al. (2014) estimant à 1,49 fois la masse du Soleil, tandis que Zorec et Royer (2012) donnent un multiplicateur de 2,13±0,02. Elle a 1,60 fois le rayon du Soleil et brille avec 21 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 9 441 K. L'étoile affiche un excès infrarouge, suggérant un disque circumstellaire de matière en orbite. Cela a une température moyenne de 280 K, correspondant à un rayon de disque de 4,20 UA.
HD 147018/HD 147018 :
HD 147018 est une étoile de la constellation sud du Triangle Australe. Il a une teinte jaune-orange avec une magnitude visuelle apparente de 8,30, qui est trop faible pour être vue à l'œil nu mais peut être vue avec un petit télescope. L'étoile est située à une distance de 132 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale de −27,5 km/s. La classification stellaire de HD 147018 est G8/K0V ou G9V, correspondant à un G tardif Étoile de séquence principale de type C qui génère de l'énergie par fusion d'hydrogène dans le cœur. Il a environ six milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 1,56 km/s. L'étoile a 93% de la masse du Soleil et 94% du rayon du Soleil. La métallicité, ou abondance d'éléments plus lourds, est plus élevée que dans le Soleil. L'étoile rayonne 71% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 441 K. En août 2009, deux planètes extrasolaires, HD 147018 b et HD 147018 c, seraient en orbite autour de cette étoile. Les planètes ont été trouvées en utilisant la méthode de la vitesse radiale, en utilisant le spectrographe CORALIE à l'observatoire de La Silla, au Chili.
HD 147018_b/HD 147018b :
HD 147018 b est une planète extrasolaire géante gazeuse qui orbite autour de l'étoile de séquence principale de type G HD 147018, située à environ 140 années-lumière dans la constellation du Triangle Australe. Cette planète a une masse minimale plus de deux fois supérieure à celle de Jupiter, mais cette planète orbite beaucoup plus près de l'étoile que Jupiter du Soleil d'un facteur 22. Pendant ce temps, elle a une orbite excentrique. La planète peut s'approcher de l'étoile jusqu'à 0,13 UA ou jusqu'à 0,35 UA. Plus loin, il y a une autre planète superjovienne HD 147018 c, qui a été découverte à la même date que cette planète, le 11 août 2009.
HD 147018_c/HD 147018 c :
HD 147018 c est une planète extrasolaire géante gazeuse qui orbite autour de l'étoile de séquence principale de type G HD 147018, située à environ 140 années-lumière dans la constellation du Triangle Australe. Il a une masse au moins six fois et demie supérieure à celle de Jupiter et orbite autour de HD 147018 à près de deux fois la distance entre la Terre et le Soleil. Cette planète est huit fois plus éloignée que HD 147018 b. Cette planète a été découverte le 11 août 2009 par la méthode de la vitesse radiale.
HD 147506/HD 147506 :
HD 147506 est une étoile naine F8 de magnitude 8,7 qui est un peu plus grande et plus chaude que le Soleil. L'étoile est à environ 418 années-lumière de la Terre et est positionnée près de la clé de voûte d'Hercule. Son âge est estimé entre 2 et 3 milliards d'années. Il existe une planète extrasolaire en transit connue. L'étoile HD 147506 s'appelle Hunor. Le nom a été sélectionné dans la campagne NameExoWorlds par la Hongrie, lors du 100e anniversaire de l'IAU. Hunor était un ancêtre légendaire des Huns et de la nation hongroise, et frère de Magor (nom de la planète HD 147506 b).
HD 147513/HD 147513 :
HD 147513 (62 G. Scorpii) est une étoile de la constellation sud du Scorpion. Il a d'abord été catalogué par l'astronome italien Piazzi dans son catalogue d'étoiles sous le nom de "XVI 55". D'une magnitude apparente de 5,38, selon l'échelle de Bortle, il est visible à l'œil nu depuis le ciel suburbain. Basé sur des mesures de parallaxe stellaire par le vaisseau spatial Hipparcos, HD 147513 se trouve à environ 42 années-lumière du Soleil.
HD 147513_b/HD 147513b :
HD 147513 b est une exoplanète située à environ 42 années-lumière dans la constellation du Scorpion. Elle est au moins 21 % plus massive que Jupiter. Mais contrairement à Jupiter, il orbite beaucoup plus près de l'étoile, la distance moyenne n'étant qu'un tiers de plus que la distance de la Terre au Soleil. Son orbite est également excentrique ; au périastre, il est plus proche de son étoile que la Terre ne l'est du Soleil, alors qu'à apastron, il est plus éloigné de son étoile que Mars du Soleil, se trouvant sur le bord extérieur de la zone habitable.
HD 148156/HD 148156 :
HD 148156 est une étoile de séquence principale de type G de magnitude 8 située à environ 168 années-lumière dans la constellation de Norma. Cette étoile est plus grande, plus chaude, plus brillante et plus massive que le Soleil, et sa teneur en métal est presque deux fois plus élevée. L'enquête de 2015 a exclu l'existence de tout compagnon stellaire supplémentaire à des distances projetées de 49 à 345 unités astronomiques.
HD 148156_b/HD 148156b :
HD 148156 b (également connue sous le nom de HIP 80680 b) est une planète extrasolaire qui orbite autour de l'étoile de séquence principale de type G HD 148156, située à environ 168 années-lumière dans la constellation Norma. Cette planète a au moins les neuf dixièmes de la masse de Jupiter et met 25 neuvièmes d'années pour orbiter autour de l'étoile à un demi-grand axe de 2,06 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 148427/HD 148427 :
HD 148427, officiellement nommée Timir, est une étoile sous-géante de type K de magnitude 7 située à environ 193 années-lumière dans la constellation d'Ophiuchus. Sa masse est 45% supérieure à celle du Soleil, sa taille est trois fois supérieure et six fois plus lumineuse, bien que son âge soit de 2,5 milliards d'années. En août 2009, il a été découvert qu'il avait un compagnon en orbite (HD 148427 b ou Tondra) avec une masse minimale de 0,96 MJ et une période orbitale de 331,5 jours. En 2020, l'inclinaison de cet objet a été mesurée, révélant que sa masse réelle était de 136,5 MJ. Cela en fait une étoile naine rouge de faible masse. HD 148427 et HD 148427 b (considérées à l'époque comme une exoplanète), ont été choisies dans le cadre de la campagne NameExoWorlds 2019 organisée par l'Union astronomique internationale, qui a attribué à chaque pays un étoile et planète à nommer. Le HD 148427 a été affecté au Bangladesh. Le nom gagnant de l'étoile était Timir signifiant obscurité en bengali, faisant allusion au fait que l'étoile était loin dans l'obscurité de l'espace. Le nom gagnant du compagnon était Tondra signifiant sieste en langue bengali, faisant allusion à la notion symbolique selon laquelle l'objet était endormi jusqu'à sa découverte.
HD 149026/HD 149026 :
HD 149026, également appelée Ogma, est une étoile sous-géante jaune située à environ 250 années-lumière du Soleil dans la constellation d'Hercule. On pense qu'une planète extrasolaire (désignée HD 149026 b, plus tard nommée Smertrios) orbite autour de l'étoile.
HD 149026_b/HD 149026b :
HD 149026 b, officiellement nommée Smertrios, est une planète extrasolaire située à environ 250 années-lumière du Soleil dans la constellation d'Hercule. La planète d'une période de 2,8766 jours orbite autour de l'étoile sous-géante jaune HD 149026 à une distance de 0,042 UA (3,9 millions de mi; 6,3 millions de km) et se distingue d'abord comme une planète en transit, et ensuite pour un petit rayon mesuré (par rapport à la masse et à l'arrivée). chaleur) qui suggère un noyau planétaire exceptionnellement grand.
HD 149143/HD 149143 :
HD 149143, officiellement nommée Rosalíadecastro, est une étoile située dans la constellation d'Ophiuchus qui a un type spectral de G0 situé à une distance de 240 années-lumière de nous. Sa magnitude apparente est de 7,9 (un objet binoculaire) et sa magnitude absolue est de 3,9.
HD 149143_b/HD 149143b :
HD 149143 b, officiellement nommée Riosar, est une planète extrasolaire qui a une masse minimale de 1,33 masse de Jupiter. Comme c'est le cas pour beaucoup de Jupiters chauds, son excentricité orbitale est faible.
HD 149382/HD 149382 :
HD 149382 est une étoile sous-naine chaude dans la constellation d'Ophiuchus avec une magnitude visuelle apparente de 8,943. C'est trop faible pour être vu à l'œil nu, même dans des conditions idéales, bien qu'il puisse être vu avec un petit télescope. D'après des mesures de parallaxe, cette étoile est située à une distance d'environ 246 années-lumière (75,5 parsecs) de la Terre. Il s'agit de l'étoile sous-naine de type B la plus brillante connue avec une classification stellaire de B5 VI. Il génère de l'énergie grâce à la fusion thermonucléaire de l'hélium en son cœur (processus triple alpha). La température effective de l'enveloppe externe de l'étoile est d'environ 35 500 K, ce qui lui donne la teinte bleu-blanc caractéristique d'une étoile de type B. Bien que seulement environ un septième du diamètre du Soleil, il rayonne environ 25 fois plus en raison de sa température élevée. HD 149382 a un compagnon visuel situé à une séparation angulaire de 1 seconde d'arc. En 2009, un compagnon sous-stellaire, peut-être même une planète superjovienne, a été annoncé en orbite autour de l'étoile. Cet objet candidat a été estimé avoir près de la moitié de la masse du Soleil. En 2011, cette découverte a été mise en doute lorsqu'une équipe indépendante d'astronomes n'a pas été en mesure de confirmer la détection. Leurs observations excluent un compagnon avec une masse supérieure à Jupiter en orbite avec une période de moins de 28 jours.
HD 149837/HD 149837 :
HD 149837 est une étoile binaire dans la constellation sud d'Ara.
HD 149989/HD 149989 :
HD 149989 est une étoile unique et variable dans la constellation sud d'Ara, située près de la frontière ouest de la constellation avec Norma. Il porte la désignation d'étoile variable V872 Arae, tandis que HD 149989 est l'identifiant du catalogue Henry Draper. Il s'agit d'une étoile sombre proche de la limite inférieure de visibilité à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente qui fluctue autour de 6,30. Il est situé à une distance de 167 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de 46 km/s. Cet objet est une étoile de séquence principale de type A avec une classification stellaire de A9 V Une enquête de 2016 sur les étoiles γ Doradus a trouvé une classe de F1 V nn m-4, où le 'nn' indique des lignes "nébuleuses" dues à une rotation rapide et le 'm-4' signifie une étoile pauvre en métal avec des lignes métalliques qui correspondre à une classe de A7. Il s'agit d'une étoile variable confirmée de type Gamma Doradus avec une période de 0,42658 jours. Il a environ 1,1 milliard d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 136 km/s.
HD 150136/HD 150136 :
HD 150136 est un système stellaire multiple dans la constellation sud d'Ara, à environ 4 300 années-lumière. C'est le membre le plus brillant du faible amas ouvert NGC 6193, qui fait partie de l'association Ara OB1.
HD 150193/HD 150193 :
HD 150193 est un système stellaire binaire dans la constellation d'Ophiuchus. L'étoile primaire a été identifiée comme une étoile Herbig Ae/Be avec un vent solaire fort, perdant environ un dixième de masse solaire par million d'années. Il héberge un très petit disque de débris, probablement en raison de la troncature du disque par le compagnon stellaire à proximité. Le disque est incliné de 38±9° par rapport au plan du ciel. Il semble être très évolué et asymétrique, avec des indications d'aplatissement et de croissance des grains. Le compagnon HD 150193B est une jeune étoile T Tauri avec une séparation projetée de 166 UA. Le binaire HD 150193 fait partie du sous-groupe supérieur du Scorpion de Scorpius– Région de formation d'étoiles Centaurus.
HD 150248/HD 150248 :
HD 150248 est une étoile semblable au Soleil à 87 années-lumière (26,6 parsecs) du Soleil. HD 150248 est une étoile de type G et une jumelle quasi solaire. La couleur photométrique du HD 150248 est également très proche de celle du Soleil ; cependant, il a une plus faible abondance de métaux et a une magnitude visuelle apparente de 7,02. À 6,2 milliards d'années, cette étoile a 1,6 milliard d'années de plus que le Soleil et a dépassé le stade de combustion stable. HD 150248 se trouve à la frontière entre les constellations du Scorpion et de l'Ara. À ce jour, aucun jumeau solaire correspondant exactement à celui du Soleil n'a été trouvé. Cependant, certaines étoiles sont très proches d'être identiques et sont donc considérées comme des jumeaux solaires par la communauté astronomique. Un jumeau solaire exact serait une étoile G2V avec une température de 5 778 K, âgée de 4,6 milliards d'années, avec une métallicité solaire et une variation de luminosité solaire de 0,1 %. Les étoiles âgées de 4,6 milliards d'années, comme le Soleil, sont à l'état le plus stable. Une métallicité et une taille appropriées sont également très importantes pour une faible variation de luminosité.
HD 150576/HD 150576 :
HD 150576 est une étoile double dans la constellation sud d'Ara. Il a un compagnon de douzième magnitude à une séparation angulaire de 28,3 ″ le long d'un angle de position de 39 ° (à partir de 2000).
HD 150706/HD 150706 :
HD 150706 est une étoile de 7e magnitude dans la constellation de la Petite Ourse. C'est une naine jaune remarquablement semblable au Soleil (type spectral G0V) étant seulement 6% moins massive que le Soleil. La distance à l'étoile, 92 années-lumière, est suffisante pour qu'elle ne soit pas visible à l'œil nu. Cependant, c'est une cible facile pour les jumelles. Il n'est situé qu'à environ 10° du pôle nord céleste, il est donc toujours visible sur l'hémisphère nord, sauf près de l'équateur. De même, il n'est jamais visible dans la majeure partie de l'hémisphère sud. L'existence d'une planète extrasolaire en orbite autour de cette étoile a été annoncée lors de la conférence Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets en 2002 [1]. La planète revendiquée avait une masse minimale égale à la masse de Jupiter et on pensait qu'elle était située sur une orbite elliptique avec une période de 264 jours. Cependant, des mesures indépendantes de l'étoile n'ont pas permis de confirmer l'existence de la planète, et la planète n'apparaît pas dans la version Web actuelle du catalogue des exoplanètes proches. [2] Mais une autre planète a été découverte dans le système en 2012 ; ce Jupiter-jumeau complète une orbite en environ 16 ans. Son excentricité et son orbite sont très mal contraintes.
HD 15082/HD 15082 :
HD 15082 (également connue sous le nom de WASP-33) est une étoile située à environ 399 années-lumière dans la constellation nord d'Andromède. L'étoile est une variable Delta Scuti et une variable de transit planétaire. Une planète extrasolaire chaude de type Jupiter, nommée WASP-33b ou HD 15082b, orbite autour de cette étoile avec une période orbitale de 1,22 jours. C'est la première variable Delta Scuti connue pour héberger une planète.
HD 15115/HD 15115 :
HD 15115 est une étoile unique dans la constellation équatoriale de Cetus. Il est facilement visible dans des jumelles ou un petit télescope, mais est considéré comme trop sombre pour être vu à l'œil nu à une magnitude visuelle apparente de 6,76. La distance à cet objet est de 160 années-lumière basée sur la parallaxe, et il s'éloigne lentement à une vitesse d'environ 1 km/s. Il a été proposé comme membre du groupe mobile Beta Pictoris ou de l'association Tucana-Horologium d'étoiles co-mobiles; il y a une certaine ambiguïté quant à sa véritable appartenance. Cet objet a une classification stellaire de F4IV, suggérant qu'il s'agit d'une étoile sous-géante vieillissante qui a épuisé l'approvisionnement en hydrogène en son cœur. MacGregor et associés (2015) la classent plutôt comme une jeune étoile de séquence principale de type F avec une classe de F2V. Les estimations d'âge donnent une valeur de 500 millions d'années, tandis que l'appartenance au groupe mobile β Pictoris indiquerait un âge d'environ 21 ± 4 millions. Il a 1,19 fois la masse du Soleil, 1,39 fois le rayon du Soleil et a un taux de rotation relativement élevé avec une vitesse de rotation projetée de 90 km/s. L'étoile rayonne 3,74 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 6 811 K. Sa métallicité - l'abondance d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium - est presque la même que dans le Soleil. Il a été démontré que HD 15115 avait un disque de débris asymétrique qui l'entoure, qui est vu presque de profil. On pense que la raison de l'asymétrie est soit l'attraction gravitationnelle d'une étoile qui passe (HIP 12545), une exoplanète, soit une interaction avec le milieu interstellaire local. Un compagnon visuel de magnitude 11,35 se situe à une séparation angulaire de 12,6 "le long d'un angle de position de 195 °, à partir de 2015.
HD 151566/HD 151566 :
HD 151566 est une étoile double dans la constellation sud d'Ara. En 1991, la paire avait une séparation angulaire de 3,10″ le long d'un angle de position de 42°.
HD 151613/HD 151613 :
HD 151613 est un système stellaire binaire dans la constellation circumpolaire nord de Draco. Il est visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,84. La distance à cette étoile, estimée à partir de son décalage de parallaxe annuel de 39,3 mas, est de 83 années-lumière. Il se rapproche de la Terre avec une vitesse radiale héliocentrique de −2 km/s. Il s'agit d'un système binaire spectroscopique à une seule ligne avec une période orbitale de 363,57 jours et une excentricité de 0,35. La paire a été résolue par interférométrie de chatoiement en 1977, montrant une séparation angulaire de 0,041″. Ils ont ensuite été résolus en 1981 avec une séparation de 0,047 ", mais n'ont pas été résolus au cours de 20 autres tentatives entre 1976 et 1991. Le système est une source d'émission de rayons X. La composante visible est une étoile de séquence principale de type F avec une classification stellaire de F2 V. Elle a environ 2,3 milliards d'années avec une vitesse de rotation projetée de 48 km/s.
HD 151932/HD 151932 :
HD 151932, également connue sous le nom de WR 78, est une étoile Wolf-Rayet située dans la constellation du Scorpion, à proximité du plan galactique. Sa distance est d'environ 1 300 parsecs (4 200 années-lumière) de la Terre. Bien qu'il s'agisse d'une étoile Wolf-Rayet de couleur bleue, elle est extrêmement rougie par l'extinction interstellaire, de sorte que sa magnitude apparente est plus brillante pour les bandes passantes de plus longue longueur d'onde. HD 151932 se trouve à environ 22′ à l'ouest de l'amas ouvert NGC 6231, le centre de l'association OB Scorpius OB1 ; il n'est pas clair s'il fait ou non partie de l'association. Avec une magnitude apparente d'environ 6,5, c'est l'une des rares étoiles Wolf-Rayet qui peut être vue à l'œil nu (bien qu'elle ne puisse être vue à l'œil nu que dans d'excellentes conditions d'observation). Comme la plupart des étoiles extrêmement massives, HD 151932 perd de la masse via son vent stellaire. Le taux total de perte de masse est de 5×10−5 M☉/an. La multiplicité (c'est-à-dire, si l'étoile est une étoile unique ou un système d'étoiles binaire) de HD 151932 n'a pas été beaucoup étudiée. Un décalage périodique du spectre avec une période de 3,3 jours (impliquant qu'il s'agit d'un binaire spectroscopique) a été remarqué, mais il peut être faux; l'étoile semble être une étoile unique mais peut être en orbite de face et/ou avec un compagnon de masse inférieure. Le spectre de HD 151932 est inhabituel : une partie des raies d'absorption He I est connue pour être décalée vers le côté violet de le spectre électromagnétique - cela a été interprété comme une coquille stellaire en expansion. Lié à cela est le fait que la ligne Si IV varie irrégulièrement en vitesse radiale, dont la nature est largement inconnue. Des rayons X ont été détectés à partir de cette étoile, ainsi que de plusieurs autres étoiles Wolf-Rayet telles que WR 24 et WR 136.
HD 151967/HD 151967 :
HD 151967 est une étoile variable présumée dans la constellation sud d'Ara. C'est une étoile de sixième magnitude, ce qui signifie qu'elle est juste visible à l'œil nu dans un ciel sombre. Les mesures de parallaxe la placent à une distance d'environ 710 années-lumière de la Terre. Il s'agit d'une géante rouge avec une classification stellaire de M1III ; il s'est étendu à 53 fois le rayon du Soleil et rayonne 637 fois la luminosité du Soleil. L'étoile varie en luminosité d'une amplitude de 0,0156 en magnitude sur une période de 26 jours. La température effective de l'atmosphère extérieure est de 3 839 K, ce qui lui donne la teinte rougeâtre d'une étoile de type M.
HD 152010/HD 152010 :
HD 152010 est une étoile solitaire de la constellation circumpolaire méridionale Apus. Il a une magnitude apparente de 6,48, ce qui le place près de la visibilité maximale à l'œil nu. Situé à 1 006 années-lumière, l'objet se rapproche du système solaire avec une vitesse radiale héliocentrique de −15 km/s. Cette étoile de type A a une classe de luminosité intermédiaire entre une sous-géante et une étoile de la séquence principale. À l'heure actuelle, il a 2,2 fois la masse du Soleil mais s'est étendu à 10 fois son diamètre. Il brille à 193 L☉ de sa photosphère agrandie à une température effective de 7 155 K, lui donnant une lueur blanche. HD 152010 a 179 millions d'années − 2,1 % après la séquence principale − et tourne rapidement avec une vitesse de rotation projetée de 61,5 km/s. Il y a une étoile compagnon de 12ème magnitude à une séparation angulaire de 2,9″ le long d'un angle de position de 162° (à partir de 2016).
HD 152079/HD 152079 :
HD 152079 est une étoile de la constellation de l'Ara et possède une planète, découverte en 2010.
HD 152079_b/HD 152079b :
HD 152079 b est une géante gazeuse excentrique de Jupiter découverte par le programme Magellan Planet Search en 2010.
HD 152082/HD 152082 :
HD 152082 est une étoile coquille de type A dans la constellation sud d'Ara. Il s'agit d'une étoile double avec un compagnon de treizième magnitude à une séparation angulaire de 6,8 "le long d'un angle de position de 329 ° (à partir de 2000).
HD 152408/HD 152408 :
HD 152408, également connue sous le nom de WR 79a, est une étoile Wolf-Rayet située dans la constellation du Scorpion, à proximité du plan galactique. Sa distance est d'environ 2 020 parsecs (6 500 années-lumière) de la Terre. HD 152408 se situe au nord de l'amas ouvert NGC 6231, le centre de l'association OB Scorpius OB1 ; il n'est pas clair s'il fait ou non partie de l'association. Avec une magnitude apparente d'environ 5,77, c'est la troisième étoile Wolf-Rayet la plus brillante. Les autres étoiles Wolf-Rayet qui peuvent être vues à l'œil nu (bien qu'elles ne puissent être vues à l'œil nu que dans d'excellentes conditions d'observation) sont γ2 Velorum (WR 11), θ Muscae (WR 48), WR 22, WR 24 et HD 151932 (WR 78). HD 152408 est environ 24 fois plus massive que le Soleil. Comme la plupart des étoiles extrêmement massives, elle perd de la masse via son vent stellaire. Le taux total de perte de masse est de 2,4×10−5 M☉/an. Avec une température effective de 35 000 K, sa luminosité bolométrique est supérieure à 600 000 L☉.
HD 153053/HD 153053 :
HD 153053 est une étoile double dans la constellation sud d'Ara. La composante la plus brillante est une étoile de la séquence principale de type A qui pourrait évoluer vers une sous-géante. Il a un compagnon visuel de douzième magnitude à une séparation angulaire de 24,7″ le long d'un angle de position de 52°. Il est fort probable que les deux soient des étoiles isolées qui se trouvent près de la même ligne de visée. Cette étoile affiche une émission excessive de rayonnement infrarouge, suggérant la présence d'un disque de débris poussiéreux. Ce disque orbite à un rayon de 49 UA de l'étoile hôte.
HD 153201/HD 153201 :
HD 153201 est une étoile Bp dans la constellation sud d'Ara. C'est une étoile chimiquement particulière qui affiche une abondance anormale de l'élément silicium dans son spectre. Il s'agit d'une étoile variable présumée du type connu sous le nom d'Alpha² Canum Venaticorum. Il y a une étoile compagnon de magnitude 9,86 à une séparation angulaire de 2,30″ le long d'un angle de position de 131°.
HD 153221/HD 153221 :
HD 153221 est une étoile double dans la constellation sud d'Ara. Depuis 2012, la paire a une séparation angulaire de 1,10″ le long d'un angle de position de 172°.
HD 153261/HD 153261 :
HD 153261 est la désignation du catalogue Henry Draper pour une étoile de la constellation sud d'Ara. Il a une magnitude visuelle apparente de 6,137, ce qui le place près du seuil de visibilité à l'œil nu. Selon l'échelle Bortle Dark-Sky, il peut être vu depuis un ciel sombre de banlieue ou de campagne. Basé sur un décalage de parallaxe annuel de seulement 2,32 mas, il est situé à une distance d'environ 1 400 années-lumière (430 parsecs) de la Terre. Cette étoile a été cataloguée avec une classification stellaire de B1 V:ne ou B2 IVne, indiquant qu'il s'agit soit d'une séquence principale, soit d'une étoile sous-géante. Le « n » indique un spectre nébuleux créé par les raies d'absorption élargies par décalage Doppler à partir d'une rotation rapide, tandis que le « e » signifie qu'il s'agit d'une étoile Be, le spectre montrant les raies d'émission du gaz chaud et circumstellaire. HD 153261 affiche une certaine variabilité avec une amplitude de 0,090 de magnitude et est un binaire spectroscopique suspecté. HD 153261 est une grande étoile avec plus de dix fois la masse du Soleil et environ 4,5 le rayon du Soleil. Il brille avec plus de 11 000 fois la luminosité du Soleil, cette énergie étant rayonnée dans l'espace à une température effective de 21 150 K. À cette chaleur, il brille avec la teinte bleu-blanc d'une étoile de type B.
HD 153370/HD 153370 :
HD 153370 est une étoile binaire dans la constellation sud d'Ara.
HD 153791/HD 153791 :
HD 153791 est une étoile double dans la constellation sud d'Ara. La primaire est une étoile de séquence principale de type A de sixième magnitude. Il a un compagnon de magnitude 12,3 à une séparation angulaire de 6,0 "le long d'un angle de position de 249 °, à partir de 1999.
HD 153950/HD 153950 :
HD 153950 est une étoile de la constellation sud du Scorpion, positionnée à environ 1,2° à l'ouest d'Eta Scorpii. Il porte le nom propre Rapeto, qui a été sélectionné dans la campagne NameExoWorlds par Madagascar, lors du 100e anniversaire de l'UAI. Rapeto est une créature géante des contes malgaches. Cette étoile est visible dans un petit télescope, ayant une magnitude visuelle apparente de 7,39. Il est situé à une distance de 158 années-lumière du Soleil en fonction de la parallaxe. L'étoile dérive plus loin avec une vitesse radiale de 33,2 km/s. La classification stellaire de F8V suggère que HD 153950 est une étoile de séquence principale de type F. Cependant, compte tenu de sa position sur le diagramme HR, cette étoile a probablement déjà commencé à évoluer hors de la séquence principale. Il a environ 4,7 milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 3,0 km/s, ce qui lui donne une période de rotation d'environ 14 jours. L'étoile a 12% de masse en plus que le Soleil et un rayon de 28% en plus. L'abondance du fer, ce que les astronomes appellent la métallicité de l'étoile, est égale au Soleil dans la marge d'erreur. Il rayonne plus du double de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 6 076 K.
HD 153950_b/HD 153950b :
HD 153950 b est une planète extrasolaire située à environ 162 années-lumière. Cette planète a été découverte le 26 octobre 2008 par Moutou et al. en utilisant le spectrographe HARPS sur le télescope de 3,6 mètres de l'ESO installé à l'observatoire de La Silla dans le désert d'Atacama, au Chili. La planète HD 153950 b s'appelle Trimobe. Le nom a été sélectionné dans la campagne NameExoWorlds par Madagascar, lors du 100e anniversaire de l'IAU. Trimobe est un riche ogre des contes malgaches.
HD 154088/HD 154088 :
HD 154088 est une étoile de séquence principale de type K riche en métaux de septième magnitude qui se trouve à environ 58 années-lumière dans la constellation d'Ophiuchus. L'étoile est en orbite autour d'une Super-Terre chaude.
HD 154345/HD 154345 :
HD 154345 est une étoile de la constellation nord d'Hercule. Avec une magnitude visuelle apparente de +6,76, c'est un défi à voir à l'œil nu, mais avec des jumelles, c'est une cible facile. La distance à cette étoile est de 59,7 années-lumière basée sur la parallaxe, mais elle se rapproche avec une vitesse radiale de -47 km/s. Au moins une exoplanète est en orbite autour de cette étoile. La classification stellaire de HD 154345 est G8V, correspondant à une étoile ordinaire de séquence principale de type G qui génère de l'énergie par fusion d'hydrogène du noyau. Le cycle d'activité magnétique de cette étoile est curieusement corrélé aux variations de vitesse radiale induites par son supposé compagnon planétaire. Il a environ quatre milliards d'années et tourne avec une période de rotation de 28 jours. L'étoile est plus petite et moins massive que le Soleil. Il rayonne 62% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 557 K.
HD 154345_b/HD 154345b :
HD 154345 b est une planète extrasolaire de la taille de Jupiter en orbite autour de l'étoile HD 154345.
HD 154577/HD 154577 :
HD 154577 (Gliese 656) est une étoile de type solaire dans la constellation sud d'Ara. C'est une étoile à mouvement propre élevé et, sur la base d'un décalage de parallaxe annuel de 73,41 mas, elle est située à environ 44 années-lumière du Soleil. L'étoile est trop faible pour être facilement visible à l'œil nu, ayant une magnitude visuelle apparente de 7,4. Elle s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale de +9 km/s. Cette étoile n'a que 68 % de la masse et du rayon du Soleil, une température effective de 4 850 K et une classification stellaire de K2,5Vk :, ce qui l'indique est une étoile de séquence principale de type K. (Le suffixe 'k' indique qu'il y a des caractéristiques d'absorption interstellaire dans les spectres, tandis que ':' signifie qu'il y a une certaine incertitude quant à la classification.) Il a environ 3,2 milliards d'années et semble tourner lentement avec une vitesse de rotation projetée de 0,2 km/s. L'étoile rayonne 24% de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 4 850 K. En 2005, cette étoile n'est pas connue pour héberger des planètes. Aucun excès de rayonnement infrarouge n'a été détecté du type qui indiquerait la présence d'un disque de débris en orbite.
HD 154672/HD 154672 :
HD 154672 est une sous-géante jaune (type spectral G3 IV). C'est à environ 65 parsecs du Soleil qui est plus grand que le Soleil, mais d'une masse similaire. Cependant, HD 154672 est beaucoup plus ancien. L'étoile est très riche en métaux, ce qui est l'une des raisons pour lesquelles elle a été ciblée pour une recherche de planète par le consortium N2K, qui a découvert la planète géante gazeuse HD 154672 b à l'aide de la spectroscopie Doppler ; la découverte a été rapportée en octobre 2008. La collaboration N2K a choisi HD 154672 principalement parce qu'elle visait à découvrir la corrélation entre la métallicité d'une étoile et la masse des planètes en orbite. HD 154672 a été ciblée par les télescopes Magellan. C'est l'hôte de la première planète découverte depuis les télescopes par N2K.
HD 154672_b/HD 154672b :
HD 154672 b est une planète extrasolaire située à environ 210 années-lumière dans la constellation d'Ara, en orbite autour de l'étoile riche en métaux et âgée HD 154672. Cette planète a une masse minimale cinq fois supérieure à celle de Jupiter et orbite à environ 60 % de la distance. entre la Terre et le Soleil. Son orbite est très elliptique, ce qui fait varier considérablement les températures sur la planète au fur et à mesure qu'elle progresse le long de son orbite. Cette planète a été découverte à l'observatoire de Las Campanas le 5 septembre 2008 en utilisant la méthode des vitesses radiales (spectroscopie Doppler). Avec HD 205739 b, les planètes ont été les premières découvertes par le consortium N2K à l'aide des télescopes Magellan.
HD 154857/HD 154857 :
HD 154857 est une étoile avec deux compagnons exoplanétaires dans la constellation sud d'Ara. Il est trop sombre pour être visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 7,25. L'étoile est située à une distance de 207 années-lumière du Soleil sur la base des mesures de parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de +28 km/s. Il s'agit d'une étoile de type G avec une classification stellaire de G5IV-V . La magnitude absolue de cette étoile est de deux magnitudes au-dessus de la séquence principale, ce qui suggère que l'étoile évolue vers le stade sous-géant. Il s'agit d'une étoile à disque mince pauvre en métaux, âgée d'environ six milliards d'années et qui est chromopheriquement silencieuse bien qu'elle ne soit pas dans un état minimum de Maunder. L'étoile est plus grande, plus massive et plus lumineuse que le Soleil. Il tourne avec une vitesse de rotation projetée de 1,4 km/s.
HD 154857_b/HD 154857b :
HD 154857 b est une planète extrasolaire située à environ 224 années-lumière dans la constellation d'Ara. Il s'agit d'une masse géante gazeuse qui orbite autour de l'étoile sur une orbite excentrique. Cette planète a été détectée à l'aide du spectromètre UCLE du télescope anglo-australien (AAT).
HD 154857_c/HD 154857 c :
HD 154857 c est une planète extrasolaire située à environ 224 années-lumière dans la constellation d'Ara, en orbite autour de l'étoile HD 154857. Cette planète met environ 3470 jours (9,5 ans) pour orbiter autour de l'étoile. Les premiers signes de cette planète ont été remarqués le 9 février 2007 par O'Toole en Australie en utilisant la méthode de spectroscopie Doppler, ainsi que HD 23127 b et HD 159868 b. L'orbite n'avait pas encore été complètement observée, les valeurs citées étaient donc des limites inférieures. La période orbitale et la masse minimale précédemment non contraintes ont été contraintes en janvier 2014.
HD 155035/HD 155035 :
HD 155035 est la désignation du catalogue Henry Draper pour une étoile de la constellation Ara, l'Autel. Il est situé à une distance d'environ 1 450 années-lumière (450 parsecs) de la Terre et a une magnitude visuelle apparente de 5,92, ce qui le rend faiblement visible à l'œil nu. Il s'agit d'une étoile géante rouge avec une classification stellaire de M1.5 III. C'est une variable irrégulière qui modifie la luminosité sur une plage d'amplitude de 0,12 magnitudes.
HD 155233_b/HD 155233b :
HD 155233 b est une exoplanète confirmée en orbite autour de l'étoile géante K HD 155233 tous les 885 jours à environ 244,94 années-lumière. Il a une masse de 636 masses terrestres ou 2 masses de Jupiter et est probablement une géante gazeuse similaire à celle de Jupiter juste le double de la masse. Il a été découvert par Wittenmyer et al. le 22 octobre 2015. L'orbite et la masse planétaires ont été affinées en 2016.
HD 15524/HD 15524 :
HD 15524 est une large étoile binaire dans la constellation du zodiaque nord du Bélier. Située à environ 51,76 parsecs (168,8 al), l'étoile primaire, une sous-géante jaune-blanche ou une étoile de la séquence principale a une magnitude apparente de 5,97, ce qui signifie qu'elle peut être vue à l'œil nu dans de bonnes conditions. Le secondaire, séparé du primaire par 12,4 secondes d'arc, a une magnitude apparente de 10,4. Ce système est la source probable d'émission de rayons X provenant de ces coordonnées.
HD 155358/HD 155358 :
HD 155358 est une étoile naine jaune à faible métallicité située à environ 43 pc dans la constellation d'Hercule. Cette étoile est connue pour être en orbite autour de deux planètes extrasolaires. L'étoile a 11,9 milliards d'années et a une masse de 0,89 fois celle du Soleil. Au moment des découvertes des planètes, elle se distinguait par le fait qu'elle était l'étoile porteuse de planètes à plus faible métallicité connue, avec un rapport fer/hydrogène de 21 % de la valeur solaire.
HD 155358_b/HD 155358b :
HD 155358 b est une planète géante gazeuse qui orbite autour de l'étoile HD 155358, située à 142 années-lumière dans la constellation d'Hercule. Cette planète orbite à une distance d'environ 63% de la distance entre la Terre et le Soleil et a une excentricité modérée. La masse de la planète est d'au moins 89 % de celle de Jupiter, en fonction de l'inclinaison de l'orbite et de la masse réelle de l'étoile. Il faut plus de six mois pour orbiter autour de l'étoile.
HD 155358_c/HD 155358 c :
HD 155358 c est une planète extrasolaire en orbite autour de l'étoile HD 155358 située à 142 années-lumière dans la constellation d'Hercule. Il s'agit d'une géante gazeuse qui orbite à 1,224 UA et met 530,3 jours pour orbiter HD 155358. Cette planète orbite sur une orbite excentrique. Cette planète a au moins la moitié de la masse de Jupiter.
HD 155448/HD 155448 :
HD 155448 est un système stellaire quintuple composé de 5 jeunes étoiles de type B. Avec une magnitude apparente de 8,72, elle est trop faible pour être visible à l'œil nu. Les mesures de parallaxe du vaisseau spatial Hipparcos en 1997 donnent au système une distance de 1 976 années-lumière avec une marge d'erreur plus grande que la parallaxe elle-même. La nouvelle réduction d'Hipparcos donne une distance de 6 272 années-lumière, mais toujours avec une marge d'erreur statistique supérieure à la valeur de parallaxe. Les parallaxes Gaia sont disponibles pour les composants visibles. Pour le composant C, les parallaxes Gaia Data Release 2 et Gaia Early Data Release 3 (EDR3) sont à la fois négatives et quelque peu dénuées de sens. Pour les composants A, B et D, les parallaxes Gaia EDR3 sont respectivement de 0,9566 ± 0,0440 mas, 0,8401 ± 0,0384 mas et 0,7837 ± 0,0263 mas, ce qui implique une distance d'environ 4 000 années-lumière. Avant 2011, cette étoile était confondue avec une étoile Herbig Ae/Be ou un objet post-AGB. Lorsque le système a été étudié en 2011, on pensait à l'origine qu'il ne contenait que 4 étoiles (ou au moins plus de 2 étoiles). En 2011, une étude menée à l'Observatoire européen austral au Chili a conclu que l'étoile "B" est en fait une étoile binaire, la reclassant ainsi comme un système stellaire quintuple. HD 155448 A, B, C et D. Les périodes ont été estimées à 27 000 ans pour Bab, 59 000 ans pour AB, 111 000 ans pour Ac et 327 000 ans pour AD. Cependant, une analyse de 2011 indique que les étoiles ne sont pas gravitationnellement liées les unes aux autres. Toutes les étoiles sont actuellement sur le ZAMS. À l'heure actuelle, l'étoile primaire a une masse supérieure à 7 masses solaires et une température effective de 25 000 K, tandis que les compagnons ont des masses allant de 3 à 6 fois la masse du Soleil et des températures allant de 10 000 à 16 000 K.
HD 15558/HD 15558 :
HD 15558 (HIP 11832) est un système massif d'étoiles multiples de type O dans Cassiopée et se trouve spécifiquement dans la nébuleuse du cœur de notre galaxie dans l'amas ouvert IC 1805. Le primaire est une étoile très massive avec 152 M☉ et 660 000 L☉.
HD 156091/HD 156091 :
HD 156091 est une étoile double dans la constellation sud d'Ara. Le primaire est une étoile géante de sixième magnitude avec des lignes de carbone, d'azote et de baryum plus fortes que la normale dans son spectre. Le compagnon est une étoile de 13e magnitude à une séparation angulaire de 27,4 "le long d'un angle de position de 275 °, à partir de 2000.
HD 156279/HD 156279 :
HD 156279 est une étoile de type K0, située à 36,1 parsecs (118 al) de la Terre. Il a diverses désignations alternatives, notamment HIP 84171 et BD + 63 1335. Il est présumé qu'il s'agit d'une seule étoile, car en 2019, toutes les enquêtes d'imagerie n'ont pas réussi à trouver de compagnons stellaires.
HD 156331/HD 156331 :
HD 156331 est une étoile double dans la constellation sud d'Ara. Depuis 2014, la paire a une séparation angulaire de moins d'une seconde d'arc le long d'un angle de position de 49 °.
HD 156411/HD 156411 :
HD 156411 est une étoile de séquence principale de type G de magnitude 7 située à environ 186 années-lumière dans la constellation sud de l'Ara. Cette étoile est plus grande, plus chaude, plus brillante et plus massive que le Soleil. Sa teneur en métal est les trois quarts de celle du Soleil. L'étoile a environ 4,3 milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 1,8 km/s. Naef et associés (2010) ont noté que l'étoile semble être légèrement évoluée et peut donc être en train de quitter la séquence principale. En 2009, une planète géante gazeuse a été découverte en orbite autour de l'étoile. L'étoile HD 156411 s'appelle Inquill. Le nom a été sélectionné dans la campagne NameExoWorlds par le Pérou, lors du 100e anniversaire de l'AIU. Inquil était la moitié du couple impliqué dans la tragique histoire d'amour Way to the Sun d'Abraham Valdelomar.
HD 156411_b/HD 156411b :
HD 156411 b (également connue sous le nom de HIP 84787 b) est une planète extrasolaire qui orbite autour de l'étoile de séquence principale de type G HD 156411, située à environ 179 années-lumière dans la constellation d'Ara. Cette planète a au moins les trois quarts de la masse de Jupiter et met huit tiers d'années pour orbiter autour de l'étoile sur un demi-grand axe de 1,81 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. La planète HD 156411 b s'appelle Sumajmajta. Le nom a été sélectionné dans la campagne NameExoWorlds par le Pérou, lors du 100e anniversaire de l'AIU. Sumaj Majta était la moitié du couple impliqué dans une histoire d'amour tragique Way to the Sun d'Abraham Valdelomar.
HD 156668/HD 156668 :
HD 156668 est une étoile de la constellation nord de la constellation d'Hercule. Avec une magnitude visuelle apparente de 8,4, il est trop faible pour être vu à l'œil nu, mais il peut être vu même avec un petit télescope. La distance à cet objet a été déterminée directement à l'aide de la technique de parallaxe, donnant une valeur d'environ 80 années-lumière (25 parsecs). Cette étoile a la classification stellaire d'une naine K2, avec environ 77 % de la masse du Soleil et environ 72% du diamètre du Soleil. Pendant qu'elles sont sur la séquence principale, les étoiles de masse inférieure comme celle-ci génèrent de l'énergie beaucoup plus lentement que le Soleil. En conséquence, cette étoile ne rayonne que 23 % de la luminosité bolométrique du Soleil. HD 156668 émet cette énergie depuis son atmosphère extérieure à une température effective d'environ 4850 K, lui donnant la lueur orange froide d'une étoile de type K. Il est légèrement plus riche en fer que le Soleil et tourne à un rythme tranquille d'une fois tous les 51,5 jours. Bien que beaucoup plus âgée que le Soleil, cette étoile n'a qu'un âge moyen d'environ 8,6 milliards d'années. Le HD 156668 présente un cycle d'activité stellaire d'une durée d'environ 10 ans.
HD 156668_b/HD 156668b :
HD 156668 b est une planète extrasolaire en orbite autour de l'étoile HD 156668 à 78,5 années-lumière dans la constellation d'Hercule. Il a une masse minimale de 3,1 masses terrestres. Au moment de la découverte, c'était la deuxième planète la moins massive découverte par la méthode de la vitesse radiale après Gliese 581 e, sujette à la dégénérescence masse/inclinaison qui affecte les mesures de vitesse radiale. En plus de cela, il a la semi-amplitude la plus faible, ou la vitesse de l'oscillation stellaire causée par la gravité de la planète tirant sur l'étoile déterminée par la vitesse radiale, à 2,2 m/s. Cette planète a été découverte le 6 janvier 2010 ; c'est la 8ème planète découverte en 2010 après les cinq premières planètes détectées par Kepler le 4 janvier et deux planètes autour de HD 9446 le 5 janvier.
HD 156768/HD 156768 :
HD 156768 est une étoile double dans la constellation sud d'Ara. La composante la plus brillante est une étoile géante ou supergéante brillante de sixième magnitude avec une classification stellaire de G8Ib/II. Le compagnon de magnitude 9,6 se situe à une séparation angulaire de 1,81″ le long d'un angle de position de 184°.
HD 156846/HD 156846 :
HD 156846 est un système stellaire binaire dans la constellation équatoriale d'Ophiuchus, positionné à un degré SSE de Messier 9. Il a une teinte jaune et est à peine assez brillant pour être visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 6,5. Le système est situé à une distance de 156 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe. Il dérive plus près avec une vitesse radiale de -68,5 km/s, et devrait arriver à moins de 85,0 années-lumière dans environ 476 000 ans. Le primaire, le composant A, est une étoile de type G avec une classification stellaire de G1V. La magnitude visuelle absolue de cette étoile est de 1,13 magnitude au-dessus de la séquence principale, ce qui indique qu'elle a légèrement évolué par rapport à la séquence principale. Il a 1,35 fois la masse du Soleil et 2,12 fois le rayon du Soleil. L'étoile a environ 2,8 milliards d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 5 km/s. Il rayonne cinq fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 969 K. Le compagnon secondaire de magnitude 14,4, le composant B, a été découvert par l'astronome américain RG Aitken en 1910. Il se trouve à une séparation angulaire de 5,1″ du primaire, correspondant à une séparation projetée de 250 UA. C'est une naine rouge avec une classe de M4V et a environ 59% de la masse du Soleil.
HD 156846_b/HD 156846b :
HD 156846 b est une planète extrasolaire située à environ 160 années-lumière dans la constellation d'Ophiuchus, en orbite autour de l'étoile HD 156846. Elle possède l'une des orbites planétaires les plus excentriques connues. La grande excentricité de l'orbite de cette planète est probablement attribuable à la présence d'une étoile compagne naine rouge. La distance moyenne de la planète à HD 156846 est de 0,99 UA, presque identique à la distance de la Terre au Soleil. La distance varie de 0,15 UA à 1,83 UA avec une période de 360 ​​jours, également très proche de la période de la Terre. Il est également très massif avec au moins 10,45 masses de Jupiter. La masse est une limite inférieure car l'inclinaison de l'orbite n'est pas connue ; si son inclinaison et donc sa vraie masse devenaient connues, il s'agirait probablement d'une naine brune, voire d'une naine rouge.
HD 157661/HD 157661 :
HD 157661 est la désignation du catalogue Henry Draper pour une étoile triple probable dans la constellation sud d'Ara. Avec une parallaxe annuelle mesurée de 5,13 mas, est situé à une distance d'environ 640 années-lumière (200 parsecs) de la Terre. La magnitude visuelle apparente combinée des étoiles est de 5,29, ce qui signifie qu'elle est faiblement visible à l'œil nu. Les composants internes de ce système consistent en une paire d'étoiles de la séquence principale de type B. L'étoile la plus brillante a une magnitude de 5,70 et une classification stellaire de B7 V. À une séparation angulaire de 2,115 secondes d'arc se trouve la composante secondaire de magnitude 6,46, qui a une classification de B9,5 V. Un troisième membre du système est une magnitude de 7,6. Étoile de type A à une séparation de 103 secondes d'arc.
HD 157662/HD 157662 :
HD 157662 est une étoile géante brillante dans la constellation sud d'Ara. Il a un compagnon de magnitude 10,91 à une séparation angulaire de 76,4″ le long d'un angle de position de 159°.
HD 157753/HD 157753 :
HD 157753 est une étoile géante dans la constellation sud d'Ara. Il peut s'agir d'un binaire astrométrique, et il a un faible compagnon de magnitude 13 à une séparation angulaire de 31,5″ le long d'un angle de position de 356° (à partir de 2000).

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