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Iota Leporis

étoile multiple de la constellation du Lièvre

Iota Leporis (ι Leporis), aussi désigné 3 Leporis, est un système d'étoiles triple[5] de la constellation du Lièvre. Il est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente combinée de 4,45[3]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Hipparcos, le système se situe à environ 232 années-lumière du système solaire[2]. Il s'en éloigne à une vitesse radiale héliocentrique de +24 km/s[7].

ι Leporis
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de AM Leporis, adaptée de Huélamo et al. (2004)[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 05h 12m 17,902s[2]
Déclinaison −11° 52′ 09,19″[2]
Constellation Lièvre
Magnitude apparente 4,45[3] / 9,92[3]

Localisation dans la constellation : Lièvre

(Voir situation dans la constellation : Lièvre)
Caractéristiques
Type spectral B7,5 Vn[4] + K7,2 XR? + G8 Ve[5]
Indice U-B −0,40[3]
Indice B-V −0,10[3]
Variabilité aucune / BY Dra[6]
Astrométrie
Vitesse radiale +23,50 ± 3 km/s[7]
Mouvement propre μα = +24,39 mas/a[2]
μδ = −31,02 mas/a[2]
Parallaxe 14,07 ± 0,16 mas[2]
Distance 232 ± 3 al
(71,1 ± 0,8 pc)
Magnitude absolue +0,01[8]
Caractéristiques physiques
Masse 3,37 ± 0,02 M☉[9]
Gravité de surface (log g) 4,25[10]
Luminosité 153 L☉[9]
Température 13 781 ± 469 K[10]
Rotation 185 km/s[10]
Âge 94 Ma[8]

Désignations

ι Lep, 3 Lep, HD 33802, HIP 24244, HR 1696, BD-12°1095, SAO 150223, WDS J05123 -1152[11]

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Propriétés physiques

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La composante principale, désignée Iota Leporis A, est une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B7,5 Vn[4], avec le suffixe « n » qui indique des raies d'absorption « nébuleuses » en raison de sa rotation rapide. Elle tourne en effet sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 185 km/s[10]. L'étoile est âgée d'environ 94 millions d'années[8] et elle a environ 3,4 fois la masse du Soleil[9]. Elle est 153 fois plus lumineuse que le Soleil[9] et sa température de surface est 13 781 K[10].

Il existe un compagnon proche de Iota Leporis A qui est une source émettrice de rayons X. Cette étoile fait très probablement au moins 1,05 fois la masse du Soleil[8]. La troisième composante, AM Leporis, est une étoile variable de type BY Draconis[6] de magnitude apparente 9,92[3]. C'est une naine jaune de type spectral G8Ve[12]. En 2015, elle était est située à une séparation angulaire de 11,9 secondes d'arc de Iota Leporis A[13].

Références

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  1. ↑ (en) N. Huélamo et al., « Rotation periods of Post-T Tauri stars in Lindroos systems », Astronomy & Astrophysics, vol. 428, no 3,‎ , p. 953–967 (DOI 10.1051/0004-6361:20034442, Bibcode 2004A&A...428..953H, arXiv astro-ph/0408226)
  2. ↑ a b c d e et f (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
  3. ↑ a b c d e et f (en) J. R. Ducati, « Catalogue de données en ligne VizieR : Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system », CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues, 2237, 0,‎ (Bibcode 2002yCat.2237....0D)
  4. ↑ a et b (en) R. F. Garrison, R. O. Gray et al., « The late B-type stars: refined MK classification, confrontation with Stromgren photometry, and the effects of rotation », The Astronomical Journal, vol. 107, no 4,‎ , p. 1556–1564 (DOI 10.1086/116967  , Bibcode 1994AJ....107.1556G)
  5. ↑ a et b (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)
  6. ↑ a et b (en) E. V. Kazarovets et al., « The 79th name-list of variable stars », Information Bulletin on Variable Stars, vol. 5863, no 1,‎ (Bibcode 2008IBVS.5863....1K)
  7. ↑ a et b (en) N. V. Kharchenko et al., « Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ∼55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations », Astronomische Nachrichten, vol. 328, no 9,‎ , p. 889 (DOI 10.1002/asna.200710776, Bibcode 2007AN....328..889K, arXiv 0705.0878)
  8. ↑ a b c et d (en) S. Hubrig et al., « Search for low-mass PMS companions around X-ray selected late B stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 372,‎ , p. 152–164 (DOI 10.1051/0004-6361:20010452, Bibcode 2001A&A...372..152H, arXiv astro-ph/0103201)
  9. ↑ a b c et d (en) J. Zorec et F. Royer, « Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities », Astronomy & Astrophysics, vol. 537,‎ , article no A120 (DOI 10.1051/0004-6361/201117691, Bibcode 2012A&A...537A.120Z, arXiv 1201.2052)
  10. ↑ a b c d et e (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)
  11. ↑ (en) * iot Lep -- Double or Multiple Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  12. ↑ (en) G. F. Gahm, P. Ahlin et K. P. Lindroos, « A study of visual double stars with early type primaries. I - Spectroscopic results », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 51,‎ , p. 143–159 (Bibcode 1983A&AS...51..143)
  13. ↑ (en) Brian D. Mason et al., « The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog », The Astronomical Journal, vol. 122, no 6,‎ , p. 3466 (DOI 10.1086/323920, Bibcode 2001AJ....122.3466M, lire en ligne, consulté le )

Liens externes

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