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91 Aquarii

étoile triple de la constellation du Verseau
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Psi1 Aquarii

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Pour les articles homonymes, voir Psi Aquarii.

91 Aquarii
Psi1 Aquarii
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 23h 15m 53,495s[1]
Déclinaison −09° 05′ 15,85″[1]
Constellation Verseau
Magnitude apparente +4,248[2]

Localisation dans la constellation : Verseau

(Voir situation dans la constellation : Verseau)
Caractéristiques
Type spectral K1 III[3]
Indice U-B +1,035[2]
Indice B-V +1,104[2]
Indice R-I +0,56[4]
Astrométrie
Vitesse radiale −26,008 km/s[5]
Mouvement propre μα = +368,78 mas/a[1]
μδ = −17,16 mas/a[1]
Parallaxe 21,77 ± 0,29 mas[1]
Distance 150 ± 2 al
(45,9 ± 0,6 pc)
Magnitude absolue 0,919[6]
Caractéristiques physiques
Masse 1,38 ± 0,29 M☉[3]
Rayon 10,96 ± 0,21 R☉[3]
Gravité de surface (log g) 2,6[7]
Luminosité 54,3 ± 3,1 L☉[3]
Température 4 730 ± 68 K[3]
Métallicité [Fe/H] = −0,14[7]
Rotation 2,9 km/s[7]
Âge 2,98 ± 1,63 × 109 a[3]

Désignations

ψ1 Aqr, 91 Aqr, GJ 893.2, GJ 9815, ADS 16633, CCDM J23159 -0905, WDS J23159 -0905

91 Aqr A : HR 8841, HD 219449, HIP 114855, BD–09°6156, FK5 1608, SAO 146598, LTT 9437[8]

91 Aqr BC : HD 219430, BD-09°6155, SAO 146596, LTT 9434[9]

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91 Aquarii (en abrégé 91 Aqr) est un système d'étoiles triple de la constellation zodiacale du Verseau. Il porte également la désignation de Bayer de Psi1 Aquarii (ψ1 Aquarii / ψ1 Aqr). Brillant d'une magnitude apparente de 4,25[2], il est visible à l'œil nu.

Le système est distant d'environ 150 années-lumière de la Terre. Son étoile primaire est une étoile géante rouge. Elle héberge une exoplanète connue. Ses deux compagnons sont deux étoiles de dixième magnitude qui orbitent toutes deux l'une autour de l'autre.

Système stellaire modifier

91 Aquarii est un système stellaire triple[10]. Il présente une parallaxe annuelle de 21,77 ± 0,29 mas mesurée par le satellite Hipparcos[1], ce qui permet d'en déduire qu'il est distant d'environ ∼ 150 a.l. (∼ 46 pc) de la Terre. Il se rapproche du système solaire à une vitesse radiale de −26 km/s[5].

91 Aquarii A modifier

L'étoile primaire, désignée 91 Aquarii A, est une géante rouge de type spectral K1 III, âgée d'environ trois milliards d'années[3]. Elle est 38 % plus massive que le Soleil et lorsqu'elle a évolué pour devenir une géante, elle s'est étendue de telle sorte que son rayon est désormais dix fois plus grand que le rayon solaire[3]. L'étoile est 54 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 4 730 K[3].

91 Aquarii BC modifier

91 Aquarii A partage un mouvement propre commun avec deux étoiles désignées 91 Aquarii B et C, ce qui suggère qu'elles sont physiquement liées[11]. Elles portent également la désignation, dans le catalogue Henry Draper, de HD 219430[9]. Ces compagnons sont deux étoiles de dixième magnitude séparées l'une de l'autre de 0,5 seconde d'arc. Elles forment en fait un sous-système binaire, localisé à une distance angulaire de 48,9 secondes d'arc de l'étoile primaire en date de 2014[12].

La paire 91 Aquarii BC apparaît être de type spectral K1/2V[13], ce qui indique qu'au moins l'une des deux étoiles est une naine orange.

Compagnon optiques modifier

Le système de 91 Aquarii possède deux compagnons visuels supplémentaires recensés dans les catalogues d'étoiles doubles et multiples. 91 Aquarii D est une étoile de treizième magnitude, distante, en date de 2008, de 110,1 secondes d'arc de 91 Aquarii A. 91 Aquarii E est une étoile de quatorzième magnitude mesurée à une séparatation angulaire de 42,3 secondes d'arc de la paire BC en date de 2008. 91 Aquarii D et E présentent un mouvement propre différent des étoiles du système, ce qui indique qu'il s'agit de compagnons purement optiques dont la proximité apparente avec le système n'est qu'une coïncidence[12].

Système planétaire modifier

En , une exoplanète orbitant autour de 91 Aquarii A, désignée 91 Aquarii b, est découverte[14]. Cette découverte a par la suite été remise en question, avant que la planète ne soit de nouveau confirmée par Quirrenbach et al. lors d'une conférence qui s'est tenue à Bamberg en 2010[15].

91 Aquarii b est une planète géante d'une masse minimale de 3.2 MJ. Elle boucle une orbite autour de son étoile avec une période de 181,4 jours, selon une excentricité quasi-nulle et à une distance moyenne de 0,70 ua[16] :

Caractéristiques des planètes du système 91 Aquarii
Planète Masse Demi-grand axe (ua) Période orbitale (jours) Excentricité Inclinaison Rayon


 b  ≥ 3,2 MJ   0,70   181,4 ± 0,1   0,027 ± 0,026 

Notes et références modifier

  1. ↑ 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)
  2. ↑ a b c et d (en) P. A. Jennens et H. L. Helfer, « A new photometric metal abundance and luminosity calibration for field G and K giants », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 172, no 3,‎ , p. 667–679 (DOI 10.1093/mnras/172.3.667, Bibcode 1975MNRAS.172..667J)
  3. ↑ a b c d e f g h et i (en) E. Baines et al., « Fundamental Parameters of 87 Stars from the Navy Precision Optical Interferometer », The Astronomical Journal, vol. 155, no 1,‎ , p. 30 (DOI 10.3847/1538-3881/aa9d8b, Bibcode 2018AJ....155...30B, arXiv 1712.08109)
  4. ↑ (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, lire en ligne)
  5. ↑ a et b (en) C. Soubiran et al., « Gaia Data Release 2. The catalogue of radial velocity standard stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , p. 8, article no A7 (DOI 10.1051/0004-6361/201832795, Bibcode 2018A&A...616A...7S, arXiv 1804.09370)
  6. ↑ (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)
  7. ↑ a b et c (en) Alessandro Massarotti et al., « Rotational and radial velocities for a sample of 761 HIPPARCOS giants and the role of binarity », The Astronomical Journal, vol. 135, no 1,‎ , p. 209–231 (DOI 10.1088/0004-6256/135/1/209, Bibcode 2008AJ....135..209M)
  8. ↑ (en) * psi01 Aqr -- High proper-motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  9. ↑ a et b (en) BD-09 6155 -- Double or multiple star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  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. 389, no 2,‎ , p. 869–879 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, Bibcode 2008MNRAS.389..869E, arXiv 0806.2878)
  11. ↑ (en) T. Roell et al., « Extrasolar planets in stellar multiple systems », Astronomy & Astrophysics, vol. 542,‎ , article no A92 (DOI 10.1051/0004-6361/201118051, Bibcode 2012A&A...542A..92R, arXiv 1204.4833)
  12. ↑ a et b (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)
  13. ↑ (en) N. Houk et C. Smith, 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)
  14. ↑ (en) David S. Mitchell et al., « Four Substellar Companions Found Around K Giant Stars », Bulletin of the American Astronomical Society, 35#5; AAS 203rd Meeting; Session 17 Extra Solar Planets,‎ (Bibcode 2003AAS...203.1703M)
  15. ↑ (en) 91 Aqr b sur L'Encyclopédie des planètes extrasolaires de l'Observatoire de Paris.
  16. ↑ (en) David S. Mitchell et al., « Precise radial velocities of giant stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 555,‎ , article no A87 (DOI 10.1051/0004-6361/201321714, Bibcode 2013A&A...555A..87M, arXiv 1305.5107, lire en ligne)

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