Lambda Cassiopeiae
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| Ascension droite | 00h 31m 46,359s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | +54° 31′ 20,23″[1] |
| Constellation | Cassiopée |
| Magnitude apparente | 4,73[2] (5,33 / 5,62)[3] |
Localisation dans la constellation : Cassiopée   | |
| Type spectral | B8 Vnn[4] |
|---|---|
| Indice U-B | −0,35[2] |
| Indice B-V | −0,10[2] |
| Indice R-I | −0,12[2] |
| Variabilité | suspectée[5] |
| Vitesse radiale | −12,20 ± 1,3 km/s[6] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = +41,20 mas/a[1] μδ = −16,54 mas/a[1] |
| Parallaxe | 8,64 ± 0,43 mas[1] |
| Distance |
380 ± 20 al (116 ± 6 pc) |
| Magnitude absolue | −0,57[4] |
| Masse |
2,9+0,45 −0,40 M☉[7] |
|---|---|
| Rayon | 3,50 R☉[8] |
| Gravité de surface (log g) | 4,0 ± 0,25[7] |
| Luminosité | 255 L☉[4] |
| Température | 12 000 ± 1 000 K[7] |
| Rotation | 253 km/s[9] |
| Âge |
58+104 −48 × 106 a[7] |
| Composants stellaires | λ Cas A, λ Cas B |
|---|
| Compagnon | λ Cas B[3] |
|---|---|
| Demi-grand axe (a) | 0,448 ± 0,028 ″ |
| Excentricité (e) | 0,689 ± 0,119 |
| Période (P) | 245,70 ± 35,96 a |
| Inclinaison (i) | 53,6 ± 5,2° |
| Argument du périastre (ω) | 301,0 ± 2,6° |
| Longitude du nœud ascendant (Ω) | 17,6 ± 9,6° |
| Époque du périastre (τ) | 2 025,54 ± 4,56 JJ |
Désignations
Lambda Cassiopeiae (λ Cassiopeiae / λ Cas) est une étoile binaire de la constellation boréale de Cassiopée. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente combinée de 4,73[2]. Le système présente une parallaxe annuelle de 8,64 mas telle que mesurée par le satellite Hipparcos[1], ce qui permet d'en déduire qu'il est distant d'approximativement ∼ 380 a.l. (∼ 117 pc) de la Terre. Il se rapproche du Système solaire à une vitesse radiale de −12 km/s[6].
Les deux composantes du système sont des étoiles bleu-blanc de la séquence principale. Son membre le plus brillant, désigné Lambda Cassiopeiae A, brille d'une magnitude apparente de 5,5, tandis que son compagnon, Lambda Cassiopeiae B, a une magnitude de 5,8. Les deux étoiles sont séparées de 0,6 seconde d'arc et complètent une orbite autour de leur centre de masse commun en à peu près 250 ans[3]. L'étoile primaire montre une excès d'émission dans l'infrarouge, possiblement en raison de la présence d'un disque de débris ou tout autre matériel en orbite[8].
