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vendredi 30 décembre 2022

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HR 5553/HR 5553 :
HR 5553 est un système stellaire binaire situé à trente-huit années-lumière du Soleil, dans la constellation nord de Boötes. Il porte la désignation d'étoile variable DE Boötis et est classé comme une variable RS Canum Venaticorum dont la magnitude visuelle apparente varie de 5,97 à 6,04, ce qui est suffisamment brillant pour être faiblement visible à l'œil nu. Le système dérive plus près du Soleil avec une vitesse radiale de −30 km/s et devrait se rapprocher de 26,9 années-lumière en 210 000 ans. Les éléments orbitaux de ce binaire spectroscopique à une seule ligne ont été calculés pour la première fois en 1981 en mesures de la vitesse radiale de l'observatoire David Dunlap combinées à des mesures plus anciennes de l'observatoire du mont Wilson et de l'observatoire fédéral d'astrophysique. Les deux étoiles orbitent l'une autour de l'autre avec une période de 125 jours et une grande excentricité de 0,51. Le primaire, désigné composant A, est une étoile de séquence principale de type K avec une classification stellaire de K0 V. Il a environ un milliard d'années et tourne avec une vitesse de rotation projetée de 4 km/s. L'étoile a 84 % de la masse du Soleil et 86 % du rayon du Soleil. Il rayonne 50 % de la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 5 313 ​​K. Le composant B a environ 45 % de la masse du Soleil. Un excès d'infrarouge a été détecté autour de ce système, indiquant très probablement la présence d'un disque circumstellaire à un rayon de 34,2 UA. La température de cette poussière est de 40 K. La masse estimée de la poussière est de 0,0002 fois la masse de la Terre. Il est aligné à moins de 10° du plan du système binaire.
HR 6135/HR 6135 :
HR 6135 est une étoile unique dans la constellation sud d'Apus, à moins d'un degré de la frontière nord de la constellation avec le Triangle Australe. Sa déclinaison de −70 ° 59,3 ′ le place juste à moins de 20 degrés du pôle céleste sud. L'étoile a une teinte orange et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 5,50, ce qui en fait la 12e étoile la plus brillante de la constellation. Il est situé à une distance d'environ 1 000 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe, mais dérive plus près avec une vitesse radiale de -9,5 km/s. Il a une magnitude absolue de -1,45. Il s'agit d'une géante brillante vieillissante avec une classification stellaire de K0,5IIbCN1, où la notation du suffixe indique une surabondance anormale de cyanogène dans le spectre. C'est une étoile à baryum doux, ce qui peut indiquer qu'elle est au stade de branche géante asymptotique de son évolution. L'étoile s'est étendue à 49 fois le rayon du Soleil et rayonne 843 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère gonflée à une température effective de 4 592 K.
HR 6384/HR 6384 :
HR 6384 est un système stellaire binaire dans la constellation sud d'Ara, l'Autel. Le système est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente combinée qui fluctue autour de 6,153, et il est situé à une distance d'environ 1 300 années-lumière (400 parsecs) du Soleil. Il dérive plus près avec une vitesse radiale d'environ −34 km/s. Le système semble être un binaire proche et en interaction avec un composant secondaire chaud de classe A ou plus chaud. Il forme une variable ellipsoïdale présumée avec une période de 80 jours et une variation d'amplitude de 0,08 en magnitude. Le composant principal est une géante rouge/géante brillante vieillissante avec une classification stellaire de M1/M2II/III, actuellement sur la branche géante asymptotique. L'approvisionnement en hydrogène de son noyau étant épuisé, il s'est étendu à 160 fois la circonférence du Soleil. Il rayonne 3 562 fois la luminosité du Soleil à partir de sa photosphère agrandie à une température effective de 3 562 K.
HR 6594/HR 6594 :
HR 6594 est la désignation Bright Star Catalog pour un système d'étoiles binaires dans la constellation nord d'Hercule. Il est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 5,54 ; selon l'échelle de Bortle, il est suffisamment lumineux pour être visible depuis un ciel sombre de banlieue. La distance à ce système, déterminée à l'aide de mesures de parallaxe, est d'environ 114 années-lumière. Il dérive plus près avec une vitesse radiale héliocentrique de −43,7 km/s, et devrait se rapprocher de 47 années-lumière en 686 000 ans. Sur la sphère céleste, il est situé près de l'étoile Alpha Ophiuchi ; leur séparation projetée n'est que de 3 années-lumière, bien que leur séparation réelle soit beaucoup plus grande. La primaire est une étoile de séquence principale de type F avec une classification stellaire de F4 Vw, où le w indique des caractéristiques métalliques relativement faibles dans le spectre ultraviolet. Cette étoile a 134% de la masse du Soleil, mais seulement 97% du rayon solaire. Il tourne avec une vitesse de rotation projetée de 31,7 km/s et a environ 1,2 milliard d'années. La température effective de l'atmosphère extérieure est de 6 615 K, ce qui lui donne la teinte jaune-blanc d'une étoile de type F. L'abondance d'éléments autres que l'hydrogène ou l'hélium, ce que les astronomes appellent la métallicité, est similaire à celle du Soleil. Il a une étoile compagnon de magnitude 9,38 en orbite avec une période de 144 ans, un demi-grand axe s'étendant sur 1,04 secondes d'arc et une excentricité de 0,42. Il y a un troisième compagnon visuel de magnitude 14,46 à une séparation angulaire de 154,70 secondes d'arc le long d'un angle de position de 271 °, à partir de 2001.
HR 6801/HR 6801 :
HR 6801 est une étoile unique dans la constellation du zodiaque sud du Sagittaire. Il a été désigné comme 1 Sagittarii par Flamsteed, mais est maintenant souvent appelé 11 Sagittarii. Le 11 Sgr de Flamsteed fait en fait référence à une étoile différente, beaucoup plus faible. L'objet est de teinte orange et est visible à l'œil nu sous la forme d'un faible point de lumière avec une magnitude visuelle apparente de 4,96. La distance à cette étoile est d'environ 258 années-lumière sur la base de la parallaxe stellaire, et elle dérive plus loin avec une vitesse radiale de +6 km/s. Il s'agit d'une étoile géante vieillissante avec une classification stellaire de K0III. C'est une géante rouge, ce qui indique qu'elle se trouve sur la branche horizontale et qu'elle génère de l'énergie par fusion d'hélium en son cœur. L'étoile a 2,24 fois la masse du Soleil et s'est étendue à 13,4 fois le rayon du Soleil. Il rayonne 79 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 4 705 KA faible compagnon visuel, le composant B, a une magnitude de 11,51 et une séparation angulaire de 43,7″.
HR 6806/HR 6806 :
HR 6806 est une étoile solitaire, orange, de séquence principale et semblable au Soleil (K2 V) située à trente-six années-lumière, dans la constellation d'Hercule. L'étoile est plus petite que le Soleil, avec environ 79% de la masse et du rayon solaires et 35% de la luminosité solaire. Il semble tourner lentement avec une période estimée à 42 jours. En 1988, on a remarqué que l'étoile avait une chromosphère inactive, avec une intensité de champ magnétique de surface de seulement 1 500 G. À partir de 1990, l'activité dans la chromosphère a augmenté, en ligne avec un cycle stellaire de 16 ans précédemment observé. Mais, quelque temps après 1994 (date exacte inconnue en raison d'un écart de collecte de données entre 1995 et 2004), l'activité chromosphérique s'est considérablement réduite et est restée stable pendant plus de 16 ans. À partir de 2022, la star semble être entrée dans l'équivalent d'un minimum Maunder. L'étoile a environ six milliards d'années. On soupçonnait qu'il y avait un compagnon nain brun T9 à Y très froid et très faible, WISE J180901.07 + 383805.4, à une séparation angulaire de 769″, ce qui aurait correspondu à une séparation projetée de 8460 UA à la distance de HR 6806. Cependant, avec une observation plus approfondie, il s'est avéré plus bleu qu'à première vue et plus typique d'un nain T7 légèrement plus brillant, ce qui le placerait à une distance beaucoup plus grande de 91 ly (28 pc)—excluant une association physique. Ceci est confirmé par le mouvement propre différent de l'étoile et de cet objet.
HR 6819/HR 6819 :
HR 6819, également connu sous le nom de HD 167128 ou QV Telescopii (en abrégé QV Tel), est un système à double étoile dans la constellation sud de Telescopium. C'est dans le coin sud-ouest de la constellation, près de Pavo au sud et d'Ara à l'ouest. Le système apparaît comme une étoile variable faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude apparente allant de 5,32 à 5,39, ce qui est comparable à la luminosité maximale de la planète Uranus. Il se trouve à environ 1 120 années-lumière du Soleil et s'éloigne encore plus à une vitesse de 9,4 km/s. En raison de son emplacement dans le ciel, il n'est visible que pour les observateurs au sud de 33° de latitude nord. Une étude de mai 2020 a émis l'hypothèse que le système contenait deux étoiles et un trou noir, qui aurait été le trou noir connu le plus proche, et le premier d'un système visible à l'œil nu. Une étude en juillet de la même année a conclu que plutôt qu'un triple système, il était beaucoup plus probable qu'il s'agisse d'un trou noir et d'une étoile en orbite à une distance d'ici et d'une autre étoile à une distance différente. Trois autres articles en 2020 et un en 2022 ont conclu que HR 6819 est simplement un système binaire avec deux étoiles grand public et aucun trou noir.
HR 6875/HR 6875 :
HR 6875, anciennement connue sous le nom de Sigma Telescopii, est une étoile unique de la constellation Corona Australis. Il a une teinte bleu-blanc et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 5,24. Cet objet est situé à une distance d'environ 550 années-lumière du Soleil sur la base de la parallaxe. Il est répertorié comme membre de l'association Sco OB2. Il s'agit d'une étoile chaude de séquence principale de type B avec une classification stellaire de B3 V. Elle a environ 103 millions d'années et tourne rapidement avec une vitesse de rotation projetée de 248 km. /s ou peut-être supérieur. L'étoile a six fois la masse du Soleil et environ quatre fois le rayon du Soleil. Il rayonne plus de mille fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère à une température effective de 20 350 KA, le compagnon visuel de magnitude 10,13 est situé à une séparation angulaire de 74″ le long d'un angle de position de 162°.
HR 6902/HR 6902 :
HR 6902 (également désigné V2291 Oph) est un système binaire situé à 790 années-lumière du Soleil dans la constellation d'Ophiuchus. Le système comprend une étoile géante brillante orange et une étoile de séquence principale de type B, formant un binaire à éclipses de type Zeta Aurigae. Le système est également entouré d'une enveloppe circumstellaire chaude et les spectres montrent une absorption de silicium et de carbone jusqu'à une distance de 3,3 rayons géants.
HR 7135/HR 7135 :
HR 7135 est un système stellaire binaire. Malgré sa désignation Flamsteed de 62 Serpentis, l'étoile se trouve dans la constellation équatoriale d'Aquila, devant une crevasse sombre dans la Voie lactée près de la frontière de la constellation. Il est visible à l'œil nu sous la forme d'un point lumineux faiblement teinté de jaune avec une magnitude visuelle apparente de 5,57. Le système est situé à 283 années-lumière du Soleil, sur la base de la parallaxe, et dérive plus loin avec une vitesse radiale de 23 km/s. La découverte de la nature binaire de ce système est attribuée à l'astronome canadien HH Plaskett en 1922. Il est un binaire spectroscopique à une seule ligne avec une période orbitale de 8,2 ans et une excentricité de 0,24. Le composant visible est une étoile géante vieillissante avec une classification stellaire de G9 III, ayant épuisé l'approvisionnement en hydrogène en son cœur et étendu à 10,7 fois le rayon du Soleil. Il s'agit d'un géant rouge, indiquant qu'il se trouve sur la branche horizontale et qu'il génère de l'énergie via la fusion du noyau à l'hélium. L'étoile a 3,2 milliards d'années et 1,54 fois la masse du Soleil. Il rayonne 53 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère agrandie à une température effective de 4 666 K. L'étoile a un taux de rotation très faible, la vitesse de rotation projetée étant trop petite pour être mesurée.
HR 7355/HR 7355 :
HR 7355 est une étoile de la constellation sud du Sagittaire. Il est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 6,03. L'étoile est située à une distance d'environ 760 années-lumière d'après des mesures de parallaxe. La vitesse radiale de l'étoile est mal contrainte, mais elle semble reculer à la vitesse de +4 km/s. La classification stellaire de HR 7355 est B2Vnn, indiquant qu'il s'agit d'une étoile de séquence principale de type B. La notation 'nn' indique des lignes "nébuleuses" causées par une rotation rapide. Il tourne sur son axe avec une période de 0,52 jours. La vitesse de rotation projetée est de 310 km/s, pour un taux de rotation équatoriale estimé à 358 km/s. C'est 89% de la vitesse critique de l'étoile, donnant à l'étoile un renflement équatorial qui est 20% plus grand que le rayon polaire. L'étoile est soumise à un assombrissement par gravité significatif, avec une température effective au pôle de 19 751 K contre 15 740 K à l'équateur. ligne α. Auparavant, on pensait que les étoiles fortes en hélium tournaient lentement, ce qui rend cette étoile difficile à expliquer. L'étoile ne montre aucune indication de comportement pulsationnel, la variabilité étant plutôt liée à sa rotation rapide ; l'un des rythmes les plus rapides connus pour une vedette de ce type. La courbe de lumière peut être expliquée comme caractéristique des étoiles magnétiques à forte concentration chimique, les variations étant causées par une distribution inégale de l'hélium à la surface. Cette étoile a environ six fois la masse du Soleil et trois fois le rayon du Soleil à son poteaux. Il possède un champ magnétique fort et variable avec une intensité longitudinale de surface mesurée à plusieurs kilo-Gauss. La magnétosphère de l'étoile emprisonne le gaz dans la région circumstellaire, produisant des raies d'émission dans le spectre de l'étoile. L'âge de l'étoile est estimé entre 15 et 22 millions d'années, bien qu'il puisse être plus jeune. Il rayonne environ 1 000 fois la luminosité du Soleil depuis sa photosphère.
HR 7484/HR 7484 :
HR 7484 (V1143 Cyg) est un système stellaire binaire dans la constellation nord du Cygnus. Il est faiblement visible à l'œil nu dans de bonnes conditions d'observation, ayant une magnitude visuelle apparente de 5,89. Basé sur un décalage de parallaxe annuel de 24,71, il est situé à 132 années-lumière. Le système se rapproche avec une vitesse radiale héliocentrique de −14 km/s.
HR 7578/HR 7578 :
HR 7578 (également connue sous le nom de V4200 Sagittarii) est une étoile binaire de la constellation du Sagittaire. Leur magnitude apparente combinée est de 6,18. Les mesures de parallaxe par le vaisseau spatial Gaia placent le système à 46,01 années-lumière (14,107 parsecs), ce qui en fait un système proche. Les deux étoiles de HR 7578 sont assez anciennes, plus anciennes que les Pléiades mais peut-être plus jeunes que les Hyades. Les étoiles ont entre 5×108 et 2×109 ans. Les deux sont des étoiles de la séquence principale de type K. Les deux étoiles ont une masse minimale de 0,85 ± 0,03 M☉ et sont exceptionnellement riches en métaux, montrant de grandes quantités de cyanure et de sodium dans leur spectre. HR 7578 est une variable BY Draconis. Il s'agit d'une classe d'étoiles variables dont la variabilité provient des taches stellaires à la surface des étoiles. HR 7578 a également un compagnon de mouvement propre commun, 2MASS J19542064−2356398. C'est une naine rouge située à au moins 580 unités astronomiques du système stellaire central.
HR 7703/HR 7703 :
HR 7703 (Gliese 783, 279 G. Sagittarii) est un système stellaire binaire dans la constellation du Sagittaire. La composante la plus lumineuse a une magnitude visuelle apparente de 5,31, ce qui signifie qu'elle est visible depuis le ciel des banlieues la nuit. Les deux étoiles sont séparées par un angle de 7,10 ", ce qui correspond à un demi-grand axe estimé de 56,30 UA pour leur orbite. Basé sur un décalage de parallaxe annuel de 0,16625 secondes d'arc tel que mesuré par le satellite Hipparcos, ce système est de 19,62 années-lumière (6.015 parsecs) de la Terre. Il s'approche du système solaire à une vitesse d'environ 129 kilomètres par seconde. À ce rythme, il fera son approche la plus proche en 41 100 ans lorsqu'il se trouvera à moins de 6,7 années-lumière (2,05 parsecs) du Soleil. Ce système stellaire a été examiné pour un excès de rayonnement dans l'infrarouge. La présence d'un excès infrarouge peut être considérée comme une indication d'un disque de débris en orbite autour de l'étoile. Cependant, aucun excès de ce type n'a été découvert autour de HR 7703. Les données de vitesse radiale recueillies sur une période de 12 ans ont été examinées pour des signes de périodicité causés par une planète en orbite à une distance de 3 à 6 UA, mais aucune n'a été détectée. Une légère tendance linéaire dans les vitesses radiales du primaire est probablement due à l'étoile compagne.
HR 7955/HR 7955 :
HR 7955 est un système stellaire binaire dans la constellation circumpolaire nord de Céphée, près de la frontière de la constellation avec Cygnus. Il a une teinte jaune-blanche et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente combinée de 4,51. Le système est situé à une distance de 89 années-lumière (27,3 parsecs) du Soleil, basée sur la parallaxe. Il a un mouvement propre relativement élevé, traversant la sphère céleste au rythme de 0,243 seconde d'arc par an, et dérive plus près du Soleil avec une vitesse radiale de -33 km/s. La nature à double ligne de ce système binaire spectroscopique n'a été annoncé qu'en 1972. Il a une période orbitale de 1,35 ans et une excentricité de 0,551. Les deux composants semblent être des étoiles légèrement évoluées qui quittent la séquence principale et deviennent des étoiles sous-géantes, avec des classifications stellaires de F8IV-V et F9IV-V. Ils ont chacun une masse légèrement supérieure à celle du Soleil : 107 % et 105 %, respectivement. Le système a environ 2,25 milliards d'années.
HR 8442/HR 8442 :
HR 8442 est une étoile binaire spectroscopique de la constellation de Céphée. Le primaire est une étoile géante de type G tandis que le type spectral du secondaire est inconnu. La nature binaire spectroscopique de l'étoile a été remarquée pour la première fois par Jose Renan de Medeiros et Michel Mayor en utilisant des mesures de vitesse radiale du spectromètre Coravel à l'Observatoire de Haute-Provence. Roger Griffin a ensuite placé l'étoile sur son programme d'observation à l'Observatoire de Cambridge, ce qui a conduit à la publication d'une solution orbitale en 2015.

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Ibn Shahriyar

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