Pi1 Orionis
| 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 de la constellation d'Orion. Distante d'environ ∼ 118 a.l. (∼ 36,2 pc) de la Terre, elle est visible à l’œil nu avec une magnitude apparente de 4,74[2]. C'est une étoile blanche de la séquence principale chimiquement particulière, plus précisément de type Lambda Bootis.
Environnement stellaire
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 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
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 possède un disque de débris en orbite. 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
- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Pi1 Orionis » (voir la liste des auteurs).
- 1 2 3 4 5 6 (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)
- 1 2 3 4 (en) J.-C. Mermilliod, « Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished) », Catalogue of Eggen's UBV data, SIMBAD, (Bibcode 1986EgUBV........0M)
- 1 2 3 4 5 6 (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)
- 1 2 (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)
- 1 2 3 (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)
- 1 2 3 4 5 6 7 (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)
- 1 2 (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
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