Chi1 Orionis

χ1 Orionis
Courbe de lumière de Chi1 Orionis, tracée à partir des données de TESS[1]. La période de 5,5 jours dérivée par Stępień et Geyer est marquée en rouge.
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 05h 54m 22,983s[2]
Déclinaison +20° 16′ 34,22″[2]
Constellation Orion
Magnitude apparente 4,38 à 4,41[3]

Localisation dans la constellation : Orion

Caractéristiques
Type spectral G0 V[4]
Indice U-B +0,07[5]
Indice B-V +0,59[5]
Indice R-I +0,31[5]
Variabilité RS CVn[3]
Astrométrie
Vitesse radiale −15,42 ± 0,19 km/s[6]
Mouvement propre μα = −162,54 mas/a[2]
μδ = −99,51 mas/a[2]
Parallaxe 115,43 ± 0,27 mas[2]
Distance 28,26 ± 0,07 al
(8,66 ± 0,02 pc)
Magnitude absolue +4,82[7]
Caractéristiques physiques
Masse 1,01 ± 0,13 M☉[8] / 0,15 ± 0,02 M☉[8]
Rayon 0,98 ± 0,01 R☉[9]
Gravité de surface (log g) 4,47 ± 0,02[9]
Luminosité 1,042 ± 0,042 L☉[9]
Température 5 883 ± 63 K[9]
Métallicité [Fe/H] = −0,03 ± 0,01[9]
Rotation 8,7 km/s[8] (5,2 jours[10])
Âge 300 à 400 Ma[11] / 70 à 130 Ma[8]
Orbite
Compagnon χ1 Ori B[12]
Demi-grand axe (a) 89,662 ± 0,880 mas
Excentricité (e) 0,452 ± 0,002
Période (P) 5 156,291 ± 2,508 j
Inclinaison (i) 95,937 ± 0,790°
Argument du périastre (ω) 111,527 ± 0,230°
Longitude du nœud ascendant (Ω) 126,360 ± 0,593°
Époque du périastre (τ) 2 451 468,2 ± 3,083 JJ
Demi-amplitude (K1) 1,876 ± 0,003 km/s

Désignations

χ1 Ori, 54 Ori, BD+20°1162, GJ 222, HD 39587, HIP 27913, HR 2047, LTT 11743, SAO 77705, WDS J05544 +2017AB[13]

Chi1 Orionis (en abrégé χ1 Ori) est une étoile binaire de la constellation d'Orion. Elle est visible à l'oeil nu avec une magnitude apparente d'environ 4,4. Située à 28,3 années-lumière de la Terre[2], il s'agit d'une des étoiles les plus proches du système solaire.

Chi1 Orionis est une étoile binaire mise en évidence à la fois par spectroscopie, par astrométrie et par imagerie directe, avec une orbite dont la période est de 5 156 jours (14,12 ans) et d'une excentricité de 0,45[12]. Les deux étoiles sont éloignées entre elles de 6,1 unités astronomiques en moyenne, mais en raison de l'excentricité relativement élevée du système, cette séparation varie entre 3,3 et 8,9 ua[14]. La composante primaire, désignée Chi1 Orionis A, est une naine jaune de type spectral G0 V[4]. C'est une variable de type RS Canum Venaticorum, dont la magnitude visuelle varie entre 4,38 et 4,41. Stępień et Geyer (1996) ont déterminé que la période de la variation est de 5,5 jours[15].

Chi1 Orionis A possède une masse qui est très proche de celle du Soleil[8]. Son rayon vaut 98 % le rayon solaire, elle est 4 % plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 5 883 K[9]. L'étoile secondaire, Chi1 Orionis B, ne fait que 15 % la masse du Soleil, et il s'agit donc probablement d'une naine rouge de type M4 ou M5[12]. On pense qu'elle est toujours en train de se contracter vers la séquence principale[8].

Pour qu'une exoplanète puisse exister dans ce système, il faudrait qu'elle se trouve dans une zone stable où elle pourrait se maintenir sur son orbite sur une longue durée. Pour une hypothétique planète en orbite autour d'une seule étoile, ces zones de stabilité ont été calculées comme allant jusqu'à 1,01 ua au maximum pour l'étoile primaire et jusqu'à 0,41 ua pour l'étoile secondaire. Une planète qui serait en orbite autour des deux étoiles à la fois devrait être située au minimum à 18,4 ua du barycentre du système[16].

Chi1 Orionis est répertorié comme un membre candidat du groupe mouvant de la Grande Ourse, mais le jeune âge déterminé de l'étoile secondaire (de 70 à 130 millions d'années) est contradictoire avec l'âge généralement déterminé de 200 à 300 Ma pour le groupe mouvant[8].

Références

  1. ↑ (en) « MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes », Space Telescope Science Institute (consulté le )
  2. (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)
  3. (en) N. N. Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80-88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne, consulté le )
  4. (en) Philip C. Keenan et Raymond C. McNeil, « The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 71,‎ , p. 245 (DOI 10.1086/191373, Bibcode 1989ApJS...71..245K)
  5. (en) D. Hoffleit et W. H. Warren, « Bright Star Catalogue, 5e éd. », Catalogue de données en ligne VizieR : V/50. Publié à l'origine dans : 1964BS....C......0H, vol. 5050,‎ (Bibcode 1995yCat.5050....0H)
  6. ↑ (en) A. Vallenari et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3 : Summary of the content and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 674,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211). Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
  7. ↑ (en) Sunkyung Park, Wonseok Kang, Jeong-Eun Lee, Sang-Gak Lee et al., « Wilson-Bappu Effect: Extended to Surface Gravity », The Astronomical Journal, vol. 146, no 4,‎ , p. 73 (DOI 10.1088/0004-6256/146/4/73, Bibcode 2013AJ....146...73P, arXiv 1307.0592, S2CID 119187733)
  8. (en) B. König, K. Fuhrmann, R. Neuhäuser, D. Charbonneau et R. Jayawardhana, « Direct detection of the companion of chi 1 Orionis », Astronomy & Astrophysics, vol. 394,‎ (DOI 10.1051/0004-6361:20021377, Bibcode 2002A&A...394L..43K, arXiv astro-ph/0209404, S2CID 10411048)
  9. (en) C. Soubiran et al., « Gaia FGK benchmark stars: Fundamental Teff and log g of the third version », Astronomy & Astrophysics, vol. 682,‎ , article no A145 (DOI 10.1051/0004-6361/202347136, Bibcode 2024A&A...682A.145S, arXiv 2310.11302, lire en ligne)
  10. ↑ (en) J. Maldonado, R. M. Martínez-Arnáiz, C. Eiroa, D. Montes, B. Montesinos et al., « A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups », Astronomy & Astrophysics, vol. 521,‎ , A12 (DOI 10.1051/0004-6361/201014948, Bibcode 2010A&A...521A..12M, arXiv 1007.1132, S2CID 119209183)
  11. ↑ (en) Eric E. Mamajek et Lynne A. Hillenbrand, « Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics », The Astrophysical Journal, vol. 687, no 2,‎ , p. 1264–1293 (DOI 10.1086/591785, Bibcode 2008ApJ...687.1264M, arXiv 0807.1686, S2CID 27151456)
  12. (en) Inwoo Han et George Gatewood, « A Precise Orbit Determination of χ1Orionis from Astrometric and Radial Velocity Data », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 114, no 792,‎ , p. 224–228 (DOI 10.1086/338367 , Bibcode 2002PASP..114..224H)
  13. ↑ (en) * chi01 Ori -- Spectroscopic Binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  14. ↑ (en) James B. Kaler, « Chi-1 Ori », sur Stars
  15. ↑ (en) K. Stępień et E. Geyer, « Rotation of solar-like main sequence stars », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 117,‎ , p. 83–91 (DOI 10.1051/aas:1996141 , Bibcode 1996A&AS..117...83S)
  16. ↑ (en) Luisa G. Jaime, Barbara Pichardo, Luis Aguilar et al., « Regions of dynamical stability for discs and planets in binary stars of the solar neighbourhood », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 427, no 4,‎ , p. 2723–2733 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2012.21839.x , Bibcode 2012MNRAS.427.2723J, arXiv 1208.2051, S2CID 118570249)

Voir aussi

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