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15 Arietis

étoile variable de la constellation du Bélier

15 Arieris (en abrégé 15 Ari) est une étoile variable de la constellation du Bélier. 15 Arietis est sa désignation de Flamsteed ; elle porte également la désignation d'étoile variable AV Arietis. Elle a une magnitude apparente d'environ 5,7[10], ce qui la rend juste assez brillante pour être observée à l'œil nu dans le ciel nocturne des banlieues (selon l'échelle de Bortle). L'étoile présente une parallaxe annuelle de 4,89 mas mesurée par le satellite Gaia[2], ce qui indique qu'elle est distante d'environ ∼ 668 a.l. (∼ 205 pc) de la Terre. À cette distance, sa luminosité est réduite de 0,33 magnitude[5] en raison de l'extinction due au gaz et à la poussière interstellaires. Elle s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale de +62 km/s[5].

15 Arietis
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de 15 Arietis, tracée à partir des données de Tabur et al. (2009)[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 02h 10m 37,59689s[2]
Déclinaison +19° 30′ 01,2121″[2]
Constellation Bélier
Magnitude apparente 5,67 à 5,74[3]

Localisation dans la constellation : Bélier

(Voir situation dans la constellation : Bélier)
Caractéristiques
Type spectral M3III[1]
Indice U-B +1,91[4]
Indice B-V +1,64[4]
Variabilité SRs[3]
Astrométrie
Vitesse radiale +62,04 ± 0,22 km/s[5]
Mouvement propre μα = +88,751 mas/a[2]
μδ = −27,183 mas/a[2]
Parallaxe 4,885 5 ± 0,136 1 mas[2]
Distance 204,7 ± 5,7 pc (∼668 al)[6]
Magnitude absolue −0,9
Caractéristiques physiques
Masse 1,4 M☉[7]
Rayon 87 ou 73,5 R☉[7],[8]
Luminosité 781 L☉[9]
Température 3 565 K[9]

Désignations

15 Ari, AV Ari, BD+18°277, FK5 1056, HD 13325, HR 10155, HR 631, SAO 92822[6]

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15 Arietis est une géante rouge de type spectral M3III[1]. Elle est 1,4 fois plus massive que le Soleil[7], tandis que son rayon est 87[7] ou 73,5 fois[8] plus grand que le rayon solaire. Elle est 781 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 3 565 K[9].

15 Arietis est une étoile variable semi-régulière à courte période de sous-type SRs. La période indiquée dans le General Catalogue of Variable Stars est de 5,032 jours[3]. La photométrie à long terme révèle que la période de pulsation la plus forte est de 18,1 jours avec une amplitude de 0,028 en magnitude, tandis qu'une seconde dure 21,9 jours et a une amplitude de 0,030[1].

Notes et références

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  1. ↑ a b c et d (en) V. Tabur et al., « Long-term photometry and periods for 261 nearby pulsating M giants », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 400, no 4,‎ , p. 1945-1961 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2009.15588.x, Bibcode 2009MNRAS.400.1945T, arXiv 0908.3228, S2CID 15358380)
  2. ↑ a b c d e et f (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.
  3. ↑ a b et c (en) N. N. Samus, O. V. Durlevich et al., « VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) », VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S, vol. 1,‎ (Bibcode 2009yCat....102025S, lire en ligne, consulté le )
  4. ↑ a et b (en) J.-C. Mermilliod, « Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished) », Catalogue of Eggen's UBV Data,‎ (Bibcode 1986EgUBV........0M)
  5. ↑ a b et c (en) B. Famaey et al., « Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data. Revisiting the concept of superclusters », Astronomy & Astrophysics, vol. 430, no 1,‎ , p. 165-186 (DOI 10.1051/0004-6361:20041272, Bibcode 2005A&A...430..165F, arXiv astro-ph/0409579, S2CID 17804304)
  6. ↑ a et b (en) * 15 Ari -- Long-Period Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  7. ↑ a b c et d (en) Chris Koen et Dave Laney, « Rapidly oscillating M giant stars? », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 311, no 3,‎ , p. 636 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2000.03127.x, Bibcode 2000MNRAS.311..636K)
  8. ↑ a et b (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
  9. ↑ a b et c (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. 343-357 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x, Bibcode 2012MNRAS.427..343M, arXiv 1208.2037, S2CID 118665352)
  10. ↑ (en) P. P. Eggleton et A. A. Tokovinin, « A catalogue of multiplicity among bright stellar systems », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 239, no 2,‎ , p. 869-879 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, Bibcode 2008MNRAS.389..869E, arXiv 0806.2878, S2CID 14878976)

Liens externes

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