51 Ophiuchi

51 Ophiuchi
c Ophiuchi
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 17h 31m 24,95387s[1]
Déclinaison −23° 57′ 45,5148″[1]
Constellation Ophiuchus
Magnitude apparente 4,81[2]

Localisation dans la constellation : Ophiuchus

Caractéristiques
Type spectral B9,5IIIe[3]
Indice U-B −0,06[2]
Indice B-V 0,00[2]
Astrométrie
Vitesse radiale −11,4 ± 2,5 km/s[4]
Mouvement propre μα = +0,860 mas/a[1]
μδ = −25,627 mas/a[1]
Parallaxe 7,953 8 ± 0,104 7 mas[1]
Distance 125,73 ± 1,66 pc (∼410 al)[5]
Magnitude absolue −0,69[6]
Caractéristiques physiques
Masse 3,3 ± 0,1 M☉[7]
Rayon 5,66 ± 0,23 R☉[7]
Luminosité 3,12 L☉[8]
Température 9 772 K[8]
Métallicité [Fe/H] = −0,25[8]
Rotation 267 ± 5 km/s[9]
Âge 0,3 Ma[10]

Désignations

c Oph, 51 Oph, NSV 9037, HD 158643, HIP 85755, HR 6519, CD-23 13412, CPD-23 6604, GC 23717, SAO 185470[5]

51 Ophiuchi (en abrégé 51 Oph), également désignée c Ophiuchi, est une étoile de la constellation zodiacale d'Ophiuchus. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,81[2]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, l'étoile est distante d'environ ∼ 410 a.l. (∼ 126 pc) de la Terre[1]. Elle se rapproche du Système solaire à une vitesse radiale d'environ −11 km/s[4]. Elle est notable pour être un exemple rare et proche d'un jeune système planétaire qui entre dans « sa dernière phase de formation »[11].

Propriétés

Il existe une incertitude dans la classification de 51 Ophiuchi. Elle a ainsi classée comme une géante bleue de type spectral B9,5IIIe, avec la lettre « e » indiquant la présence de raies en émission dans son spectre. Elle a également été classée comme une géante blanche de type A0 II-IIIe et comme une étoile Ae/Be de Herbig[12]. C'est en tout cas une étoile très jeune, âgée de seulement 300 000 ans[10]. Elle est 3,3 fois plus massive que le Soleil et son rayon est 5,7 fois plus grand que le rayon solaire[7]. Elle est trois fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 9 772 K[8]. L'étoile tourne rapidement sur elle-même, à une vitesse de rotation projetée de 267 km/s[9], ce qui est proche de sa vitesse de rotation critique au-delà de laquelle elle serait détruite[7].

Disque de débris

51 Ophiuchi possède un disque de gaz et de poussières qui apparaît être un jeune disque de débris montrant un système planétaire dans les dernières étapes de sa formation. Ce disque ressemble de plusieurs façons au disque bien étudié de Beta Pictoris, en raison d'un type spectral similaire de l'étoile, de la présence d'un disque vu de côté qui possède à la fois du gaz et de la poussière, et de la présence de raies d'absorption décalées vers le bleu suggérant la présence de comètes tombant sur l'étoile[11],[13].

51 Ophiuchi est située beaucoup plus loin de la Terre que Beta Pictoris (410 vs 63 al), et son disque de débris est relativement compact comparé à celui de Beta Pictoris. Pour ces raisons, le disque de 51 Ophiuchi nécessite la technique de l'interférométrie pour être résolu. Des observations du disque par le Keck Interferometer Nuller à l'observatoire W. M. Keck ont montré qu'il possède deux composantes, la première étant un nuage central de particules de grande taille (de la poussière exozodiacale) et la seconde étant un nuage beaucoup plus étendu de petites particules de silicates qui s'étend jusqu'à une distance de 1 000 ua[13]. Le disque interne possède un rayon d'approximativement 4 ua, et sa densité est autour de 100 000 fois supérieure à celle de la poussière du système solaire[11].

Une étude détaillée du spectre de 51 Ophiuchi en ultraviolet et en lumière visible indique que son disque circumstellaire présente une composition similaire à celle du milieu interstellaire. Les espèces chimiques dominantes sont l'hydrogène, l'hélium, l'oxygène, l'azote, le silicium et le fer. De manière inattendue, le disque est fortement appauvri en carbone, ainsi qu'en monoxyde de carbone[14].

Notes et références

  1. (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.
  2. (en) H. L. Johnson et al., « UBVRIJKL photometry of the bright stars », Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 4, no 99,‎ (Bibcode 1966CoLPL...4...99J)
  3. ↑ (en) P. Manoj et al., « Evolution of Emission-Line Activity in Intermediate-Mass Young Stars », The Astrophysical Journal, vol. 653, no 1,‎ , p. 657–674 (DOI 10.1086/508764, Bibcode 2006ApJ...653..657M, arXiv astro-ph/0608541)
  4. (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 (DOI 10.1134/S1063773706110065, Bibcode 2006AstL...32..759G, arXiv 1606.08053)
  5. (en) * c Oph -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  6. ↑ (en) E. Anderson et Ch. Francis, « XHIP: An extended Hipparcos compilation », Astronomy Letters, vol. 38, no 5,‎ , p. 331 (DOI 10.1134/S1063773712050015, Bibcode 2012AstL...38..331A, arXiv 1108.4971)
  7. (en) N. Jamialahmadi et al., « The peculiar fast-rotating star 51 Ophiuchi probed by VEGA/CHARA », Astronomy & Astrophysics, vol. 579,‎ , p. 4, article no A81 (DOI 10.1051/0004-6361/201425473, Bibcode 2015A&A...579A..81J, arXiv 1709.04872)
  8. (en) C. Saffe et al., « Spectroscopic metallicities of Vega-like stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 490, no 1,‎ , p. 297–305 (DOI 10.1051/0004-6361:200810260, Bibcode 2008A&A...490..297S, arXiv 0805.3936)
  9. (en) S. K. Dunkin, M. J. Barlow et Sean G. Ryan, « High-resolution spectroscopy of Vega-like stars - I. Effective temperatures, gravities and photospheric abundances », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 286, no 3,‎ , p. 604–616 (DOI 10.1093/mnras/286.3.604 , Bibcode 1997MNRAS.286..604D)
  10. (en) A. Roberge et al., « Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Observations of Possible Infalling Planetesimals in the 51 Ophiuchi Circumstellar Disk », The Astrophysical Journal, vol. 568, no 1,‎ , p. 343–351 (DOI 10.1086/338877, Bibcode 2002ApJ...568..343R, arXiv astro-ph/0111154)
  11. (en) « Twin Keck telescopes probe dual dust disks », sur e! Science News, (consulté le )
  12. ↑ (en) M. G. Berthoud et al., « Near-IR CO Overtone Emission in 51 Ophiuchi », The Astrophysical Journal, vol. 660, no 1,‎ , p. 461–468 (DOI 10.1086/512056 , Bibcode 2007ApJ...660..461B)
  13. (en) Christopher C. Stark et al., « 51 Ophiuchus: A Possible Beta Pictoris Analog Measured with the Keck Interferometer Nuller », The Astrophysical Journal, vol. 703, no 2,‎ , p. 1188–1197 (DOI 10.1088/0004-637X/703/2/1188, Bibcode 2009ApJ...703.1188S, arXiv 0909.1821)
  14. ↑ (en) Edward B. Jenkins et Cécile Gry, « The Composition, Excitation, and Physical State of Atomic Gas in the Debris Disk Surrounding 51 Oph », The Astrophysical Journal, vol. 896, no 1,‎ , p. 24 (DOI 10.3847/1538-4357/ab8bdd, Bibcode 2020ApJ...896...24J, arXiv 2004.10238)

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