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Lambda Crucis

Lambda Crucis (λ Crucis / λ Cru) est une étoile variable bleutée de la constellation de la Croix du Sud. Elle est visible à l’œil nu avec une magnitude apparente qui fluctue autour de 4,62[2].

Lambda Crucis
(λ Cru)
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 12h 54m 39,183s[1]
Déclinaison −59° 08′ 48,12″[1]
Constellation Croix du Sud
Magnitude apparente 4,62[2]

Localisation dans la constellation : Croix du Sud

(Voir situation dans la constellation : Croix du Sud)
Caractéristiques
Type spectral B4 Vne[3]
Indice U-B −0,60[4]
Indice B-V −0,15[4]
Variabilité β Cep suspectée[2]
Astrométrie
Vitesse radiale 12,00 ± 4,2 km/s[5]
Mouvement propre μα = –32,92 mas/a[1]
μδ = –14,60 mas/a[1]
Parallaxe 8,50 ± 0,21 mas[1]
Distance 384 ± 9 al
(118 ± 3 pc)
Magnitude absolue −1,2[6]
Caractéristiques physiques
Masse 5,0 ± 0,1 M☉[7]
Rayon 3,00 R☉[8]
Gravité de surface (log g) 3,01[8]
Luminosité 790 L☉[6]
Température 16 500 K[8]
Rotation 290 km/s[8]
Âge 53,3 ± 8,1 Ã— 106 a[7]

Autres désignations

λ Cru, HR 4897, HD 112078, HIP 63007, CD-58 4794, CPD-58 4584, SAO 240368[9]

Environnement stellaire

Dans la nouvelle réduction des données du satellite Hipparcos, λ Crucis présente une parallaxe annuelle de 8,50 ± 0,21 mas[1], ce qui signifie qu'elle est distante de 384±9 a.l. (∼118 pc) de la Terre, et elle s'en éloigne avec une vitesse radiale de +12 km/s[5]. Elle est très probablement membre du groupe Bas-Centaure Croix du Sud de l'association Scorpion-Centaure, qui est l'association d'étoiles massives de types O et B la plus proche du Système solaire[6]. Elle ne possède pas de compagnon stellaire qui lui serait associée[10].

Variabilité

Dans le General Catalogue of Variable Stars, λ Crucis est répertoriée comme une possible variable de type β Cephei. Ce sont des étoiles qui présentent des variations rapides et relativement faibles de leur luminosité causées par des pulsations à leur surface. λ Crucis présente une variation de 0,02 magnitude sur une période de 0,395 1 jour[2]. Sa classification en tant que variable de type β Cephei a toutefois été remise en question dans une étude de 2005 portant sur les variables de ce type[11], et elle pourrait être alors soit une variable de type λ Eridani ou même une étoile variable ellipsoïdale[12] - [13].

Propriétés

λ Crucis est une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B4 Vne[3]. Son suffixe se lit comme suit : « V » (lire « cinq ») est sa classe de luminosité correspondant à une étoile de la séquence principale, la lettre « n » indique que son spectre présente des raies d'absorption « nébuleuses » (élargies) en raison de sa rotation rapide, tandis que la lettre « e » indique que son spectre présente au moins une raie en émission — autrement dit, il s'agit d'une étoile Be —, émise par un disque circumstellaire de matériel chaud.

λ Crucis est une étoile jeune âgée de 53 millions d'années[7]. Elle tourne rapidement sur elle-même avec une vitesse de rotation projetée de 290 km/s[8]. L'étoile est cinq fois plus massive que le Soleil[7] et elle est trois fois plus grande que l'étoile du Système solaire[8]. Elle est 790 fois plus lumineuse que le Soleil[6] et sa température de surface est de 16 500 K[8].

Références
  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. (en) N. N Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80-88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne)
  3. (en) R. S. Levenhagen et N. V. Leister, « Spectroscopic analysis of southern B and Be stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 371,‎ , p. 252 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.10655.x, Bibcode 2006MNRAS.371..252L, arXiv astro-ph/0606149)
  4. (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)
  5. (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)
  6. (en) E. J. de Geus, P. T. de Zeeuw et J. Lub, « Physical parameters of stars in the Scorpio-Centaurus OB association », Astronomy & Astrophysics, vol. 216, nos 1-2,‎ , p. 44–61 (Bibcode 1989A&A...216...44D)
  7. (en) N. Tetzlaff, R. Neuhäuser et M. M. Hohle, « A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 410, no 1,‎ , p. 190–200 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, Bibcode 2011MNRAS.410..190T, arXiv 1007.4883)
  8. (en) C. Arcos et al., « Stellar parameters and Hα line profile variability of Be stars in the BeSOS survey », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 474, no 4,‎ , p. 5287-5299 (DOI 10.1093/mnras/stx3075, Bibcode 2018MNRAS.474.5287A, arXiv 1711.08675)
  9. (en) * lam Cru -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  10. "(en) A. C. Rizzuto et al., « Long-baseline interferometric multiplicity survey of the Sco-Cen OB association », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 436, no 2,‎ , p. 1694–1707 (DOI 10.1093/mnras/stt1690, Bibcode 2013MNRAS.436.1694R, arXiv 1309.381)
  11. (en) Anamarija Stankov et Gerald Handler, « Catalog of Galactic β Cephei Stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 158, no 2,‎ , p. 193–216 (DOI 10.1086/429408, Bibcode 2005ApJS..158..193S, arXiv astro-ph/0506495)
  12. (en) L. A. Balona, « Tests of the pulsation and starspot models for the periodic be stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 277, no 4,‎ , p. 1547–1554 (DOI 10.1093/mnras/277.4.1547, Bibcode 1995MNRAS.277.1547B)
  13. (en) S. L. Morris, « The ellipsoidal variable stars », The Astrophysical Journal, vol. 295,‎ , p. 143 (DOI 10.1086/163359, Bibcode 1985ApJ...295..143M)

Lien externe
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