| Ascension droite | 18h 01m 09,22406s[2] |
|---|---|
| Déclinaison | +19° 14′ 56,6965″[2] |
| Constellation | Hercule |
| Magnitude apparente | 9,70 à 10,62[3] |
Localisation dans la constellation : Hercule   | |
| Type spectral | F0-F6II-III[3] |
|---|---|
| Indice B-V | +0,05[4] |
| Variabilité | BL Her[3] |
| Vitesse radiale | +18 ± 2 km/s[5] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −4,051 mas/a[2] μδ = −11,847 mas/a[2] |
| Parallaxe | 0,846 9 ± 0,017 9 mas[2] |
| Distance | 1 181 ± 25 pc (∼3 850 al)[6] |
| Magnitude absolue | −0,3[7] |
| Masse | 0,75 M☉[8] |
|---|---|
| Rayon | 8,6 R☉[2] |
| Gravité de surface (log g) | 2,53[8] |
| Luminosité | 101 L☉[2] |
| Température | 6 500 ou 7 000 K[9],[10] |
| Métallicité | [Fe/H] = −0,1 ou −0,2[9],[10] |
Désignations
BL Herculis (en abrégé BL Her) est une étoile variable de la constellation boréale d'Hercule. Sa magnitude apparente visuelle varie entre 9,70 et 10,62[3], elle n'est donc jamais assez brillante pour être visible à l'œil nu. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, l'étoile est distante d'environ ∼ 3 850 a.l. (∼ 1 180 pc) de la Terre[2]. Elle s'en éloigne à une vitesse radiale héliocentrique de +18 km/s[5]. C'est le prototype de la classe des étoiles variables de type BL Herculis, un groupe de céphéides de type II à courte période.
La variabilité de BL Herculis est découverte par Cuno Hoffmeister, qu'il annonce dans un article paru en 1929[11]. Les premières observations de l'étoile ont donné une période de variation très incorrecte de 4,2 jours, ce qui a produit des courbes de lumière et de vitesses radiales particulières[12]. La première période correcte déterminée, de 1,3 jour, est publiée par Pavel Parenago en 1940[13] et une période bien plus précise de 1,307 441 85 jour est dérivée à partir d'observations photométriques en 1983[8]. La portion descendante de la courbe de lumière de l'étoile montre une « bosse », dont des modèles suggèrent qu'elle pourrait résulter d'une résonance 2:1 entre les modes de pulsations fondamental et du second harmonique[14]. Cette bosse est considérée comme étant la caractéristique principale des étoiles de type BL Her, même si sa position relative par rapport à la luminosité maximale varie en fonction de la période de l'étoile[8],[15].
La masse de BL Herculis est estimée être d'environ 0,75 masse solaire, ce qui est légèrement au-dessus de la masse typique d'une variable de type RR Lyrae[8].
Notes et références
- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « BL Herculis » (voir la liste des auteurs).
- ↑ (en) « Light Curve », sur Hipparcos, ESA (consulté le )
- (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) « VSX : Detail for BL Her », sur The International Variable Star Index, AAVSO (consulté le )
- ↑ (en) R. Diethelm, « Physical parameters of pulsating variables with periods between one and three days. II. Fundamental parameters », Astronomy & Astrophysics, vol. 239, , p. 186 (Bibcode 1990A&A...239..186D)
- (en) Ralph Elmer Wilson, General Catalogue of Stellar Radial Velocities, Carnegie Institution of Washington, (Bibcode 1953GCRV..C......0W)
- (en) V* BL Her -- Type II Cepheid Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- ↑ (en) G. A. Galazutdinov, « A Spectroscopic Study of the Pulsating Star BL Her », Astronomy Letters, vol. 22, no 3, , p. 364–371 (Bibcode 1996AstL...22..326G)
- (en) A. L. Alexander, M. D. Joner et D. H. McNamara, « A photometric study of BL Herculis », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 99, , p. 645–653 (DOI 10.1086/132028
, Bibcode 1987PASP...99..645A)
- (en) Thomas Maas, Sunetra Giridhar et David L. Lambert, « The Chemical Compositions of the Type II Cepheids-The BL Herculis and W Virginis Variables », The Astrophysical Journal, vol. 666, no 1, , p. 378–392 (DOI 10.1086/520081, Bibcode 2007ApJ...666..378M, arXiv 0706.2029)
- (en) V. Kovtyukh et al., « Metal-poor Type II Cepheids with Periods Less Than Three Days », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 130, no 987, , p. 054201 (DOI 10.1088/1538-3873/aaacf7, Bibcode 2018PASP..130e4201K)
- ↑ (de) Cuno Hoffmeister, « 354 neue Veränderliche », Astronomische Nachrichten, vol. 236, no 15, , p. 233 (DOI 10.1002/asna.19292361502 , Bibcode 1929AN....236..233H)
- ↑ (en) Alfred H. Joy, « Radial Velocities of Cepheid Variable Stars », The Astrophysical Journal, vol. 86, , p. 363 (DOI 10.1086/143874 , Bibcode 1937ApJ....86..363J)
- ↑ (en) Pavel Parenago, « The Cepheid BL Herculis with an Abnormal Period », IAU Circular, vol. 801,
- ↑ (en) J. R. Buchler et Pawel Moskalik, « Pulsational Study of BL Herculis Models. I. Radial Velocities », The Astrophysical Journal, vol. 391, , p. 736 (DOI 10.1086/171384 , Bibcode 1992ApJ...391..736B)
- ↑ (en) Richard Carson et Richard Stothers, « BL HER stars : theoretical models for field variables », The Astrophysical Journal, vol. 259, , p. 740–748 (DOI 10.1086/160210 , Bibcode 1982ApJ...259..740C)
Liens externes
- (en) BL Herculis sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
