HR 4887

HR 4887
Description de cette image, également commentée ci-après
NGC 4755, avec HR 4887 en haut à droite (Crédit = ESO/Y. Beletsky)
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 12h 53m 21,89463s
Déclinaison −60° 19′ 42,5630″[1]
Constellation Croix du Sud
Magnitude apparente 5,77[2]

Localisation dans la constellation : Croix du Sud

(Voir situation dans la constellation : Croix du Sud)
Caractéristiques
Type spectral B9 Ia[3]
Indice U-B −0,34[4]
Indice B-V +0,32[4]
Variabilité α Cyg suspectée[5]
Astrométrie
Vitesse radiale −19,00 km/s[6]
Mouvement propre μα = −4,299 mas/a[7]
μδ = −1,101 mas/a[7]
Parallaxe 0,356 9 ± 0,072 9 mas[7]
Distance 9 100 ± 1 900 al
(2 800 ± 600 pc)
Magnitude absolue −7,00[8]
Caractéristiques physiques
Masse 18,9 M☉
Rayon 69,9 R☉
Gravité de surface (log g) 2,02
Luminosité 112 000 L☉
Température 12 680 K
Rotation 70 km/s
Âge 80 × 106 a

Désignations

HR 4887, CD-59 4455, CPD-59 4529, HD 111904, HIP 62894, 2MASS J125321896019424, NSV 6008[9]

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HR 4887, également désignée HD 111904, est une étoile variable suspectée dans l'amas ouvert NGC 4755, également appelé l'amas de Kappa Crucis ou l'amas de la Boîte à Bijoux.

Position

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NGC 4755 au sud-est de β Crucis (Crédit : ESO, ESA/Hubble and Digitized Sky Survey 2. Acknowledgment : Davide De Martin)

HR 4887 est l'un des membres les plus brillants de l'amas ouvert NGC 4775, mieux connu sous le nom d'amas de la Boîte à Bijoux[10]. Elle forme la pointe de l'astérisme bien visible en forme de lettre "A" au centre de l'amas. L'amas fait partie de la plus vaste association OB1 du Centaure et est situé à environ ∼ 8 500 a.l. (∼ 2 610 pc) de la Terre.

L'amas, et HR 4887 elle-même, sont situés juste au sud-est de β Crucis, l'étoile située côté gauche de la fameuse Croix du Sud.

Propriétés

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HR 4887 est une supergéante lumineuse de type B9 (classe de luminosité Ia). Elle est plus de 100 000 fois plus lumineuse que le Soleil, en partie à cause de sa température élevée de 12 680 K et en partie à cause de sa grande taille, 70 fois celle du Soleil. L'amas de κ Crucis a un âge calculé de 11,2 millions d'années et HR 4887 elle-même est estimée avoir 8 millions d'années[8].

En 1958, il a été noté que HR 4887 avait une magnitude apparente de 6,80[11], ce qui est notablement plus faible que sa magnitude moyenne de 5,77[2], et sur cette base elle fut introduite dans le New Catalogue of Suspected Variable Stars avec une plage de variation 5,70 - 6,80[11]. Aucun autre observateur ne l'a mesurée au-delà de la magnitude 5,75, mais des mesures faites sur des variables connues de type B ont montré que HR 4887 est faiblement variable sur environ 1/10ème de magnitude. Il s'agit probablement d'une variable de type α Cygni[5].

Références

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  1. ↑ (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 et b (en) E. Høg et al., « The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 355,‎ , L27-L30 (DOI 10.1888/0333750888/2862, Bibcode 2000A&A...355L..27H)
  3. ↑ (en) P. L. Dufton et al., « The VLT-FLAMES survey of massive stars: Stellar parameters and rotational velocities in NGC 3293, NGC 4755 and NGC 6611 », Astronomy & Astrophysics, vol. 457,‎ , p. 265–280 (DOI 10.1051/0004-6361:20065392, Bibcode 2006A&A...457..265D, arXiv astro-ph/0606409)
  4. ↑ a et b (en) J. Dachs et D. Kaiser, « UBV photometry of the southern galactic cluster NGC 4755 = Kappa Crucis », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 58,‎ , p. 411–429 (Bibcode 1984A&AS...58..411D)
  5. ↑ a et b (en) Lefever, J. Puls et C. Aerts, « Statistical properties of a sample of periodically variable B-type supergiants. Evidence for opacity-driven gravity-mode oscillations », Astronomy & Astrophysics, vol. 463, no 3,‎ , p. 1093–1109 (DOI 10.1051/0004-6361:20066038, Bibcode 2007A&A...463.1093L, arXiv astro-ph/0611484)
  6. ↑ (en) G. A. Gontcharov, « Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system », Astronomy Letters, vol. 32, no 11,‎ , p. 759–771 (DOI 10.1134/S1063773706110065, Bibcode 2006AstL...32..759G, arXiv 1606.08053)
  7. ↑ a b et c (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.
  8. ↑ a et b (en) Y. Aidelman et al., « Open clusters. I. Fundamental parameters of B stars in NGC 3766 and NGC 4755 », Astronomy & Astrophysics, vol. 544,‎ , A64 (DOI 10.1051/0004-6361/201219069, Bibcode 2012A&A...544A..64A)
  9. ↑ (en) HD 111904 -- Variable Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  10. ↑ (en) N. V. Kharchenko et al., « Astrophysical supplements to the ASCC-2.5. II. Membership probabilities in 520 Galactic open cluster sky areas », Astronomische Nachrichten, vol. 325, no 9,‎ , p. 740–748 (DOI 10.1002/asna.200410256, Bibcode 2004AN....325..740K)
  11. ↑ a et b (en) N. N Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: NSV and supplement », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S)

Liens externes

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