75 Ceti
| Ascension droite | 02h 32m 09,42241s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | −01° 02′ 05,6166″[1] |
| Constellation | Baleine |
| Magnitude apparente | 5,35[2] |
Localisation dans la constellation : Baleine   | |
| Type spectral | K1 III[3] |
|---|---|
| Indice U-B | +0,84[2] |
| Indice B-V | +1,02[2] |
| Vitesse radiale | −6,34 ± 0,13 km/s[1] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −23,268 mas/a[1] μδ = −30,987 mas/a[1] |
| Parallaxe | 12,171 7 ± 0,096 2 mas[1] |
| Distance | 82,158 ± 0,649 pc (∼268 al)[4] |
| Magnitude absolue | +0,808[5] |
| Masse | 1,85 ± 0,05 M☉[6] |
|---|---|
| Rayon |
10,38+0,15 −0,26 R☉[7] |
| Gravité de surface (log g) | 2,67 ± 0,04[6] |
| Luminosité |
51,82+1,46 −2,45 L☉[7] |
| Température | 4 846 K[7] |
| Métallicité | [Fe/H] = 0,00 ± 0,06[6] |
| Âge | 1,41 ± 0,01 × 109 a[6] |
Désignations
75 Ceti (en abrégé 75 Cet) est une étoile géante de la constellation équatoriale de la Baleine, qui possède au moins deux exoplanètes[7]. Elle est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 5,35[2]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Hipparcos, l'étoile est distante de ∼ 268 a.l. (∼ 82,2 pc) de la Terre[1]. Elle s'en rapproche à une vitesse radiale héliocentrique de −6 km/s[1].
Nomenclature
[modifier | modifier le code]75 Ceti est la désignation de Flamsteed de l'étoile[4]. En astronomie chinoise traditionnelle, elle faisait partie de l'astérisme de Tiān Qūn (en chinois 天囷), représentant un « grenier céleste circulaire »[8].
Propriétés
[modifier | modifier le code]75 Ceti est une étoile géante de type spectral K1 III[3], qui a épuisé les réserves en hydrogène de son noyau et qui s'est étendue et refroidie de telle sorte que son rayon est environ 10,4 fois plus grand que le rayon solaire[7]. C'est une géante du red clump[6], ce qui indique qu'elle est située à l'extrémité rouge de la branche horizontale et qu'elle génère son énergie par la fusion de l'hélium dans son noyau. L'étoile est âgée de 1,4 milliard d'années et sa masse vaut 1,9 fois celle du Soleil[6]. Elle est environ 52 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 4 846 K[7].
Système planétaire
[modifier | modifier le code]Un premier compagnon planétaire de 75 Ceti a été découvert grâce à la méthode des vitesses radiales par le programme de l'Okayama Planet Search Program (en) et a été annoncé en 2012. Ses découvreurs considèrent que cette planète, désignée 75 Ceti b, est « typique » des géantes gazeuses mais elle reçoit beaucoup plus de radiations de son étoile que la Terre[9].
Cette même équipe a également détecté deux possibles périodes supplémentaires de variations dans leurs données, qui pourraient être dues à une exoplanète dont la masse minimale est comprise entre 0,4 et 1 MJ, et orbitant à des distances d'environ 0,9 et 4 ua[9]. En 2023, la présence d'une seconde exoplanète d'une masse comparable à celle de Jupiter, 75 Ceti c a été confirmée, orbitant à une distance de 4 ua et qui est également plus irradiée que la Terre. Le signal périodique de plus courte période, correspondant à une hypothétique planète orbitant à 0,9 ua, s'est avéré être en fait un alias de la véritable période orbitale de la planète c[7].
| Planète | Masse | Demi-grand axe (ua) | Période orbitale (jours) | Excentricité | Inclinaison | Rayon
|
|---|---|---|---|---|---|---|
| b[7] | ≥2,479+0,074 −0,090 MJ |
1,912+0,002 −0,003 |
696,62+1,33 −1,69 |
0,093+0,026 −0,042 |
||
| c[7] | ≥0,912+0,088 −0,143 MJ |
3,929+0,058 −0,052 |
2 051,62+45,98 −40,47 |
0,023+0,191 −0,003 |
Notes et références
[modifier | modifier le code]- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « 75 Ceti » (voir la liste des auteurs).
- (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.
- (en) D. Hoffleit et W. H. Warren, « Bright Star Catalogue, 5e éd. », Catalogue de données en ligne VizieR : V/50. Publié à l'origine dans : 1964BS....C......0H, vol. 5050, (Bibcode 1995yCat.5050....0H)
- (en) Nancy Houk et C. Swift, Michigan Catalogue of Two-dimensional Spectral Types for the HD Stars, vol. 5, Ann Arbor, Michigan, États-Unis, Département d'astronomie de l'université du Michigan, (Bibcode 1999MSS...C05....0H)
- (en) * 75 Cet -- Horizontal Branch Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en) Y. J. Liu et al., « The abundances of nearby red clump giants », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 382, no 2, , p. 553–66 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2007.11852.x, Bibcode 2007MNRAS.382..553L)
- (en) A. Gallenne et al., « Fundamental properties of red-clump stars from long-baseline H-band interferometry », Astronomy & Astrophysics, vol. 616, , p. 12, article no A68 (DOI 10.1051/0004-6361/201833341, Bibcode 2018A&A...616A..68G, arXiv 1806.09572)
- (en) Huan-Yu Teng, Bun'ei Sato et al., « Revisiting Planetary Systems in Okayama Planet Search Program: A new long-period planet, RV astrometry joint analysis, and multiplicity-metallicity trend around evolved stars », accepté pour publication dans Publications of the Astronomical Society of Japan, (arXiv 2308.05343)
- (zh) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 11 日
- (en) Bun'ei Sato et al., « Substellar Companions to Seven Evolved Intermediate-Mass Stars », Publications of the Astronomical Society of Japan, vol. 64, no 6, , article no 135 (DOI 10.1093/pasj/64.6.135, Bibcode 2012PASJ...64..135S, arXiv 1207.3141)
