Chi Cancri

χ Cancri
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 08h 20m 03,86076s[1]
Déclinaison +27° 13′ 03,7382″[1]
Constellation Cancer
Magnitude apparente 5,14[2]

Localisation dans la constellation : Cancer

(Voir situation dans la constellation : Cancer)
Caractéristiques
Type spectral F6V[3]
Indice U-B −0,06[2]
Indice B-V +0,47[2]
Astrométrie
Vitesse radiale +32,91 ± 0,08 km/s[4]
Mouvement propre μα = −17,475 mas/a[1]
μδ = −377,072 mas/a[1]
Parallaxe 54,874 9 ± 0,090 6 mas[1]
Distance 18,223 3 ± 0,030 0 pc (∼59,4 al)[1]
Magnitude absolue 3,85[5]
Caractéristiques physiques
Masse 1,070 M☉[6]
Rayon 1,387 0 ± 0,027 6 R☉[6]
Gravité de surface (log g) 4,35[5]
Luminosité 2,437 8 ± 0,034 1 L☉[6]
Température 6 130 ± 58 K[6]
Métallicité [Fe/H] = −0,26[6]
Rotation 4,2 km/s[5]
Âge 5,8 × 109 a[6]

Désignations

χ Cnc, 18 Cnc, HR 3262, HD 69897, HIP 40843, BD+27°1589, FK5 1217, GJ 303, LTT 12174, SAO 80104[7]

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Chi Cancri (χ Cancri / χ Cnc) est une possible étoile binaire de la constellation zodiacale du Cancer. Elle est visible à l’œil nu avec une magnitude apparente de 5,14[2]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, le système est distant de ∼ 59,4 a.l. (∼ 18,2 pc) de la Terre[1]. Il s'éloigne actuellement du Système solaire à une vitesse radiale héliocentrique de +33 km/s[4]. Il est estimé s'être approché au plus près il y a quelque 274 000 ans où il n'était alors distant que d'environ 12,87 pc (∼42 al)[8].

Chi Cancri est une possible binaire astrométrique, qui est révélée par la présence d'anomalies dans la mesure son mouvement propre au cours du temps[9]. Sa composante visible est une étoile jaune-blanc de la séquence principale de type spectral F6V[3], qui génère son énergie par la fusion de l'hydrogène dans son noyau. L'étoile est âgée de 5,8 milliards d'années[6] et elle tourne sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 4,2 km/s[5]. Elle fait à peu près la même masse que celle du Soleil mais son rayon est 1,4 fois plus grand que le rayon solaire. L'étoile est 2,4 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 6 130 K[6].

Chi Cancri montre une excès d'émission dans l'infrarouge à une longueur d'onde de 18 μm, ce qui suggère la présence d'un disque de débris en orbite autour de l'étoile[10].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c d e f et g (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Early Data Release 3 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 649,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202039657, Bibcode 2021A&A...649A...1G, arXiv 2012.01533). Notice Gaia EDR3 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ a b c et d (en) H. L. Johnson et al., « UBVRIJKL photometry of the bright stars », Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 4, no 99,‎ (Bibcode 1966CoLPL...4...99J)
  3. ↑ a et b (en) R. O. Gray et al., « Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I. », The Astronomical Journal, vol. 126, no 4,‎ , p. 2048-2059 (DOI 10.1086/378365, Bibcode 2003AJ....126.2048G, arXiv astro-ph/0308182)
  4. ↑ a et b (en) David L. Nidever et al., « Radial Velocities for 889 Late-Type Stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 141, no 2,‎ , p. 503–522 (DOI 10.1086/340570, Bibcode 2002ApJS..141..503N, arXiv astro-ph/0112477)
  5. ↑ a b c et d (en) E. Paunzen et al., « Investigating the possible connection between λ Bootis stars and intermediate Population II type stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 567,‎ , p. 8, article no A67 (DOI 10.1051/0004-6361/201423817, Bibcode 2014A&A...567A..67P, arXiv 1406.3936)
  6. ↑ a b c d e f g et h (en) Tabetha S. Boyajian et al., « Stellar Diameters and Temperatures. III. Main-sequence A, F, G, and K Stars: Additional High-precision Measurements and Empirical Relations », The Astrophysical Journal, vol. 771, no 1,‎ , p. 40 (DOI 10.1088/0004-637X/771/1/40, Bibcode 2013ApJ...771...40B, arXiv 1306.2974)
  7. ↑ (en) * chi Cnc -- High Proper Motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  8. ↑ (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)
  9. ↑ (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)
  10. ↑ (en) Daisuke Ishihara et al., « Faint warm debris disks around nearby bright stars explored by AKARI and IRSF », Astronomy & Astrophysics, vol. 601,‎ , p. 18, article no A72 (DOI 10.1051/0004-6361/201526215, Bibcode 2017A&A...601A..72I, arXiv 1608.04480)

Lien externe[modifier | modifier le code]

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