Zeta Aquarii

Zeta Aquarii (ζ Aqr, ζ Aquarii) est une étoile binaire de la constellation du Verseau. Elle est à environ 103 années-lumière de la Terre. Elle forme l'étoile centrale de l'astérisme « jarre à eau »[4]

ζ Aquarii

Données d'observation
(époque J2000.0)

Ascension droite	22h 28m 49,912s
Déclinaison	−00° 01′ 11,9″
Constellation	Verseau
Magnitude apparente	4,42
Localisation dans la constellation : Verseau

Caractéristiques

Type spectral	F3V
Indice U-B	0,01
Indice B-V	0,42

Astrométrie

Vitesse radiale	24,9 km/s
Mouvement propre	μα = 191 mas/a μδ = 37 mas/a
Parallaxe	13 ± 5 mas
Distance	environ 250 al (environ 80 pc)
Magnitude absolue	4,8

Caractéristiques physiques

Masse	1,7 M☉
Rayon	1,4 R☉
Luminosité	6 L☉
Température	6 000–7 500 K
Métallicité	?
Rotation	? km/s

Autres désignations

ζ Aqr, 55 Aquarii (Flamsteed), BD-00°4365, HIP 110960, ADS 15971, CCDM 22288 -0001[1]
ζ Aqr A : ζ² Aqr, HR 8559, HD 213052, SAO 146108, GC 31399[2]
ζ Aqr B : ζ¹ Aqr, HR 8558, HD 213051, SAO 146107, GC 31398[3]

La composante la plus brillante, désignée ζ² Aquarii, ou ζ Aquarii A, est une naine jaune-blanche de type F avec une magnitude apparente de +4,42. Sa compagne, désignée ζ¹ Aquarii ou ζ Aquarii B, est une sous-géante jaune-blanche de type F avec une magnitude apparente de +4,59. Le fait que leur luminosité soit très proche rend la paire facile à mesurer et à résoudre. Le système binaire possède une luminosité combinée de +3,65 magnitudes. Les deux étoiles sont séparées de 1,67 seconde d'arc et ont une période orbitale de 760 ans.

Christian Mayer, directeur de l'observatoire de Mannheim, est considéré comme le premier à avoir observé que Zeta Aquarii était double, en 1777. Deux ans plus tard, William Herschel découvrit également son caractère double.

Zeta Aquarii a été observée seulement sur une moitié de son orbite ; par conséquent, la taille et la forme de l'orbite, et donc la période orbitale, sont indéterminées. Selon Martin Gaskell, le dernier calcul d'orbite a été fait en 1968 et a donné une période de 856 ans (cette information est cataloguée dans Norton, 2000).

La plus grande distance dans l'orbite elliptique des deux composantes, qui est décrite dans le sens des aiguilles d'une montre, est environ quatre fois plus grande que la plus proche distance, ce qui est approximativement la distance entre notre Soleil et Pluton.

Les étoiles ont actuellement une distance angulaire d'environ 2,5". Il est calculé qu'à la fin du vingt-troisième siècle, elles seront séparées d'environ 6,4". Le changement annuel est cependant très faible.

Les deux composantes, nommées simplement étoile A et étoile B, ont respectivement une masse de 1,1 masse solaire et de 0,9 masse solaire. En dépit de leur masse similaire, elles sont environ sept fois plus lumineuses que notre Soleil, ce qui signifie qu'elles sont plus évoluées. L'analyse spectroscopique les classe toutes deux comme sous-géantes. Ceci conforte l'hypothèse que l'hydrogène dans leurs cœurs est épuisé et qu'elles sont en train de devenir des géantes rouges.

Il a été proposé qu'une troisième composante serait en orbite autour de l'étoile B avec une période de 25,5 ans ; mais il est possible qu'il s'agisse simplement d'une sur-interprétation de résidus, comme cela a été le cas avec d'autres troisièmes composantes supposées de systèmes binaires. De telles tertiaires ont une luminosité trop faible pour être vues directement. La tertiaire supposée dans le système Zeta Aquarii aurait une masse de 0,28 masses solaires et serait probablement une naine rouge ou une naine blanche. Elle serait située à 9 unités astronomiques de l'étoile B, la même distance que celle de Saturne au Soleil.

Zeta Aquarii est actuellement un objet de l'hémisphère nord. En 2004, elle était exactement sur l'équateur céleste, et auparavant elle était située au sud de celui-ci.