Xi1 Centauri

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ξ1 Centauri
Description de cette image, également commentée ci-après
ξ1 Centauri est l'étoile la plus brillante de l'image, à droite de la galaxie NGC 4945.
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 13h 03m 33,305 11s[1]
Déclinaison −49° 31′ 38,148 9″[1]
Constellation Centaure
Magnitude apparente +4,83[2]

Localisation dans la constellation : Centaure

(Voir situation dans la constellation : Centaure)
Caractéristiques
Type spectral A0 V[3]
Indice U-B +0,014[2]
Indice B-V +0,030[2]
Astrométrie
Vitesse radiale −14,20 ± 0,34 km/s[1]
Mouvement propre μα = −47,858 mas/a[1]
μδ = −11,496 mas/a[1]
Parallaxe 14,827 6 ± 0,107 3 mas[1]
Distance 67,442 ± 0,488 pc (∼220 al)[4]
Magnitude absolue +0,68[5]
Caractéristiques physiques
Masse 2,39 M☉[6]
Rayon 2,7 R☉[7]
Gravité de surface (log g) 4,11 ± 0,14[6]
Luminosité 43,2 L☉[8]
Température 10 462 ± 356 K[6]
Rotation 185 km/s[9]
Âge 125 × 106 a[6]

Désignations

ξ1 Cen, HR 4933, HD 113314, HIP 63724, CD-48 7887, CPD-48 5242, SAO 223870[4]

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Xi1 Centauri (ξ1 Cen) est une étoile de la constellation australe du Centaure. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,83[2]. C'est une étoile blanche de la séquence principale située à environ 220 années-lumière de la Terre. Elle est localisée à seulement 17 minutes d'arc à l'ouest de la galaxie spirale NGC 4945[10].

Environnement stellaire

Xi1 Centauri présente une parallaxe annuelle de 14,83 ± 0,11 mas telle que mesurée par le satellite Gaia, ce qui permet d'en déduire qu'elle est distante de 67,44 ± 0,49 pc (∼220 al) de la Terre[1]. À cette distance, sa magnitude visuelle est de diminuée de 0,10 en raison du facteur d'extinction créé par la poussière interstellaire présente sur la trajet de sa lumière[11]. L'étoile se rapproche du Système solaire à une vitesse radiale de −14 km/s[1]. Elle ne possède pas de compagnon connu avec qui elle serait physiquement associée[12].

Propriétés

Xi1 Centauri est une étoile blanche de la séquence principale de type spectral A0 V[3]. Elle est âgée d'environ 125 millions d'années[6] et elle tourne relativement rapidement sur elle-même, à une vitesse de rotation projetée de 158 km/s[9]. L'étoile est estimée être 2,4 fois plus massive que le Soleil[6] et son rayon est 2,7 fois plus grand que le rayon solaire[7]. Elle est 43 fois plus lumineuse que le Soleil[8] et sa température de surface est de 10 462 K[6].

Notes et références

  1. ↑ a b c d e f g et h (en) A. Vallenari et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3 : Summary of the content and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 674,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211). Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ a b c et d (en) Adelina Gutierrez-Moreno et Hugo Moreno, « A photometric investigation of the Scorpio-Centaurus association », The Astrophysical Journal Supplement, vol. 15,‎ , p. 459 (DOI 10.1086/190168, Bibcode 1968ApJS...15..459G)
  3. ↑ a et b (en) Nancy Houk, Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars : Declinations -53 to -40 degrees, vol. 2, Ann Arbor, Michigan, États-Unis, Département d'astronomie de l'université du Michigan, (Bibcode 1978mcts.book.....H)
  4. ↑ a et b (en) * ksi01 Cen -- Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  5. ↑ (en) E. Anderson et Ch. Francis, « XHIP: An extended Hipparcos compilation », Astronomy Letters, vol. 38, no 5,‎ , p. 331 (DOI 10.1134/S1063773712050015, Bibcode 2012AstL...38..331A, arXiv 1108.4971)
  6. ↑ a b c d e f et g (en) Trevor J. David et Lynne A. Hillenbrand, « The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets », The Astrophysical Journal, vol. 804, no 2,‎ , p. 146 (DOI 10.1088/0004-637X/804/2/146, Bibcode 2015ApJ...804..146D, arXiv 1501.03154)
  7. ↑ a et b (en) L. E. Pasinetti Fracassini et al., « Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) - Third edition - Comments and statistics », Astronomy & Astrophysics, vol. 367, no 2,‎ , p. 521–24 (DOI 10.1051/0004-6361:20000451, Bibcode 2001A&A...367..521P, arXiv astro-ph/0012289)
  8. ↑ a et b (en) I. McDonald, A. A. Zijlstra et M. L. Boyer, « Fundamental Parameters and Infrared Excesses of Hipparcos Stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 427, no 1,‎ , p. 343–57 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x, Bibcode 2012MNRAS.427..343M, arXiv 1208.2037)
  9. ↑ a et b (en) Akira Uesugi et Ichiro Fukuda, Catalogue of rotational velocities of the stars, Université de Kyoto, coll. « Contributions from the Institute of Astrophysics and Kwasan Observatory », (Bibcode 1970crvs.book.....U)
  10. ↑ (en) Stephen James O'Meara, Deep-Sky Companions: The Caldwell Objects, Cambridge University Press, , 2e éd. (ISBN 978-1316033531, lire en ligne), p. 392
  11. ↑ (en) G. A. Gontcharov, « Spatial distribution and kinematics of OB stars », Astronomy Letters, vol. 38, no 11,‎ , p. 694–706 (DOI 10.1134/S1063773712110035, Bibcode 2012AstL...38..694G, arXiv 1606.09028, S2CID 119108982)
  12. ↑ (en) P. P. Eggleton et A. A. Tokovinin, « A catalogue of multiplicity among bright stellar systems », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, no 2,‎ , p. 869–879 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, Bibcode 2008MNRAS.389..869E, arXiv 0806.2878)

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