Back 68 Herculis AST 68 d'Hèrcules Catalan 68 Herculis English 68 Herculis Spanish 68 Herculis Portuguese 68 Геркулеса Russian 68 Herculis Slovak 68 Herculis Swedish 天紀六 Chinese
u Herculis
Ne doit pas être confondu avec υ (Upsilon) Herculis, ni avec U Herculis.
| Ascension droite | 17h 17m 19,56781s[2] |
|---|---|
| Déclinaison | +33° 06′ 00,3684″[2] |
| Constellation | Hercule |
| Magnitude apparente | 4,82[3] |
Localisation dans la constellation : Hercule   | |
| Type spectral | B2 V + B8-9[4] |
|---|---|
| Indice U-B | −0,76[3] |
| Indice B-V | −0,17[3] |
| Indice R-I | −0,19[3] |
| Variabilité | Algol/semi-détachée[5] |
| Vitesse radiale | −17,1 ± 2,8 km/s[6] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −4,298 mas/a[2] μδ = −5,621 mas/a[2] |
| Parallaxe | 3,435 6 ± 0,116 4 mas[2] |
| Distance | 291,1 ± 9,9 pc (∼949 al)[7] |
| Magnitude absolue | −2,66 ± 0,30 (−2,35 / −1,15)[4] |
| Masse | 7,88 ± 0,26 M☉ / 2,79 ± 0,12 M☉[8] |
|---|---|
| Rayon | 4,93 ± 0,15 R☉ / 4,26 ± 0,06 R☉[8] |
| Gravité de surface (log g) | 3,948 ± 0,024 / 3,625 ± 0,013[8] |
| Luminosité |
4 786+343 −319 L☉ / 426,5+86,4 −71,7 L☉[8] |
| Température | 21 600 ± 220 K / 12 600 ± 550 K[8] |
| Rotation | 145 ± 5 km/s / 105 ± 5 km/s[9] |
| Composants stellaires | 68 Her Aa, 68 Her Ab |
|---|
| Compagnon | 68 Her Ab |
|---|---|
| Demi-grand axe (a) | 14,95 ± 0,17 R☉[8] |
| Excentricité (e) | 0,0[9] (fixée) |
| Période (P) | 2,051 026 85 j[8] |
| Inclinaison (i) | 78,9 ± 0,4°[8] |
| Argument du périastre (ω) | 0,0°[9] (fixé) |
| Époque du périastre (τ) | 50 344,99 ± 0,009[9] |
| Demi-amplitude (K1) | 101 ± 1 km/s[9] |
| Demi-amplitude (K2) | 252 ± 1,8 km/s[9] |
Désignations
68 Herculis (en abrégé 68 Her) est une étoile triple de la constellation boréale d'Hercule[10]. Dans la littérature scientifique, elle est souvent connue par sa désignation de Bayer de u Herculis[4], 68 Herculis étant sa désignation de Flamsteed. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de base de 4,82[3]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, le système est situé à environ ∼ 950 a.l. (∼ 291 pc) de la Terre[2]. Il se rapproche du Système solaire à une vitesse radiale de −17 km/s[6]
La paire intérieure du système de 68 Herculis constitue une binaire semi-détachée bien étudiée dont le plan orbital est incliné proche de la ligne de visée de la Terre, ce qui en fait une binaire à éclipses de type Algol[4]. Ses deux étoiles ont une période orbitale d'un peu plus de deux jours et un demi-grand axe qui vaut 15 fois le rayon solaire[8]. La composante secondaire transfère de la masse vers la primaire, qui est plus chaude[8]. L'éclipse principale réduit la luminosité du système jusqu'à une magnitude de 5,37, tandis que l'éclipse secondaire fait baisser la magnitude à 4,93[5]. Des calculs théoriques suggèrent que l'étoile donneuse a débuté sa vie avec 7,2 masses solaires, l'étoile primaire actuelle avec 3,6 masses solaires, et que leur période orbitale initiale était d'environ 1,35 jour[8].
La composante primaire, désignée 68 Herculis Aa ou parfois simplement A, montre un comportement pulsationnel de type Beta Cephei. Elle est classée comme une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B2 V[4]. Elle tourne rapidement sur elle-même, montrant une vitesse de rotation projetée de 145 km/s[9]. L'étoile fait près de huit fois la masse du Soleil et cinq fois son rayon. Elle est autour de 4 800 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 21 600 K[8].
La composante secondaire, désignée 68 Herculis Ab ou occasionnellement B, s'est avérée difficile à classer, mais semble être une étoile bleu-blanc de type B8-9[4]. Elle fait près de trois fois la masse du Soleil et son rayon est 4,3 fois plus grand que le rayon solaire. Elle tourne sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 105 km/s. L'étoile est autour de 427 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 12 600 K[8].
Enfin la troisième étoile du système, 68 Herculis B, est située à une séparation angulaire de 4,4 secondes d'arc et brille à une magnitude de 10,2[10]. Elle partage un mouvement propre commun et une parallaxe similaire à la paire éclipsante, et elle est modélisée comme une étoile sur la séquence principale qui est quelque peu plus massive, un plus chaude et un plus lumineuse que le Soleil[11]. Toute orbite prendrait des milliers d'années[12].
- ↑ Erreur de référence : Balise
<ref>incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nomméesMAST - Erreur de référence : Balise
<ref>incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nomméesGaiaDR3 - Erreur de référence : Balise
<ref>incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nomméesBSC - Erreur de référence : Balise
<ref>incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nomméesHilditch2005 - Erreur de référence : Balise
<ref>incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nomméesSamus2017 - Erreur de référence : Balise
<ref>incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nomméesAnderson2012 - (en) * u Her -- Spectroscopic Binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- Erreur de référence : Balise
<ref>incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nomméesKolbas2014 - Erreur de référence : Balise
<ref>incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nomméesSaad2011 - Erreur de référence : Balise
<ref>incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nomméesEggleton2008 - ↑ Erreur de référence : Balise
<ref>incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nomméesdr3b - ↑ Erreur de référence : Balise
<ref>incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nomméesmsc