Pi1 Orionis
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| Ascension droite | 04h 54m 53,729s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | 10° 09′ 03,00″[1] |
| Constellation | Orion |
| Magnitude apparente | 4,74[2] |
Localisation dans la constellation : Orion   | |
| Type spectral | A3 Va[3] |
|---|---|
| Indice U-B | 0,09[2] |
| Indice B-V | 0,08[2] |
| Vitesse radiale | 11,1 ± 1,2 km/s[4] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = 41,49 mas/a[1] μδ = −128,73 mas/a[1] |
| Parallaxe | 28,04 ± 0,25 mas[1] |
| Distance |
116 ± 1 al (35,7 ± 0,3 pc) |
| Magnitude absolue | 1,76 ± 0,08[5] |
| Masse | 1,97 ± 0,07 M☉[5] |
|---|---|
| Rayon | 1,67 R☉[6] |
| Gravité de surface (log g) | 4,15[3] |
| Luminosité | 16,6 L☉[6] |
| Température | 8 611 K[3] |
| Métallicité | [Fe/H] = −1,24[3] |
| Rotation | 120 km/s[7] |
| Âge | 100 × 106 a[6] |
Désignations
Pi1 Orionis (π1 Orionis / π1 Ori) est une étoile blanche de type Lambda Bootis de la constellation d'Orion. Distante d'environ ∼ 118 a.l. (∼ 36,2 pc) de la Terre, elle est visible à l’œil nu comme une pâle étoile d'une magnitude apparente de 4,74[2].
Environnement stellaire
[modifier | modifier le code]Pi1 Orionis présente une parallaxe annuelle mesurée par le satellite Hipparcos de 28,04 ± 0,25 mas[1], ce qui permet d'en déduire qu'elle est distante de 118 ± 1 a.l. (∼ 36,2 pc) de la Terre. Elle s'éloigne du système solaire à une vitesse radiale héliocentrique de 11 km/s[4].
Deux compagnons de neuvième et treizième magnitudes lui sont recensés dans les catalogues d'étoiles doubles et multiples[9]. Ce sont des compagnons purement optiques[10], dont la proximité apparente avec Pi1 Orionis n'est que fortuite.
Propriétés
[modifier | modifier le code]Pi1 Orionis est une étoile blanche de la séquence principale de type spectral A3 Va[3]. Elle est classée comme une étoile de type Lambda Bootis[11], ce qui signifie que son spectre montre des abondances en éléments du pic du fer inférieures à la normale[12]. C'est une étoile relativement jeune âgée d'environ 100 millions d'années[6]. Elle tourne rapidement sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 120 km/s[7]. Sa masse est près de deux fois supérieure à celle du Soleil[5] et son rayon vaut 167 % le rayon solaire[6]. L'étoile est 16,6 fois plus lumineuse que le Soleil[6] et sa température de surface est de 8 611 K[3].
Pi1 Orionis présence un excès d'émission dans l'infrarouge, ce qui indique qu'elle est orbitée par un disque de débris. Sa température est de 80 K et il est localisé à une distance de 49 ua de l'étoile. Ses constituants ont une masse combinée qui est équivalente à 2,2 % de celle de la Terre[6].
Notes et références
[modifier | modifier le code]- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Pi1 Orionis » (voir la liste des auteurs).
- (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)
- (en) J.-C. Mermilliod, « Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished) », Catalogue of Eggen's UBV data, SIMBAD, (Bibcode 1986EgUBV........0M)
- (en) R. O. Gray et al., « Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I. », The Astronomical Journal, vol. 126, no 4, , p. 2048-2059 (DOI 10.1086/378365, Bibcode 2003AJ....126.2048G, arXiv astro-ph/0308182)
- (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)
- (en) M. Gerbaldi et al., « Search for reference A0 dwarf stars: Masses and luminosities revisited with HIPPARCOS parallaxes », Astronomy & Astrophysics Supplement, vol. 137, no 2, , p. 273–292 (DOI 10.1051/aas:1999248, Bibcode 1999A&AS..137..273G)
- (en) Joseph H. Rhee et al., « Characterization of Dusty Debris Disks: The IRAS and Hipparcos Catalogs », The Astrophysical Journal, vol. 660, no 2, , p. 1556–1571 (DOI 10.1086/509912, Bibcode 2007ApJ...660.1556R, arXiv astro-ph/0609555)
- (en) F. Royer, J. Zorec et A. E. Gómez, « Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions », Astronomy & Astrophysics, vol. 463, no 2, , p. 671-682 (DOI 10.1051/0004-6361:20065224, Bibcode 2007A&A...463..671R, arXiv astro-ph/0610785)
- (en) * pi.01 Ori -- High proper-motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en) Brian D. Mason et al., « The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog », The Astronomical Journal, vol. 122, no 6, , p. 3466 (DOI 10.1086/323920, Bibcode 2001AJ....122.3466M)
- (en) P. P. Eggleton et A. A. Tokovinin, « A catalogue of multiplicity among bright stellar systems », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, no 2, , p. 869–879 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, Bibcode 2008MNRAS.389..869E, arXiv 0806.2878)
- (en) R. O. Gray et C. J. Corbally, « A search for Lambda Bootis stars in OB associations », The Astronomical Journal, vol. 106, no 2, , p. 632–636 (DOI 10.1086/116668, Bibcode 1993AJ....106..632G)
- (en) I. Kamp et al., « λ Bootis stars: Current status and new insights from Spitzer », Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso, vol. 38, no 2, , p. 147–156 (Bibcode 2008CoSka..38..147K)
Liens externes
[modifier | modifier le code]- Ressource relative à l'astronomie :
