Chi Ophiuchi

χ Ophiuchi
Courbes de lumière en bande bleue de Chi Ophiuchi, adaptées de Cuypers et al. (1989)[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 16h 27m 01,43557s[2]
Déclinaison −18° 27′ 22,5000″[2]
Constellation Ophiuchus
Magnitude apparente 4,14 à 4,77[3]

Localisation dans la constellation : Ophiuchus

Caractéristiques
Type spectral B2Vne[4]
Indice U-B −0,75[5]
Indice B-V +0,28[5]
Indice R-I +0,22[5]
Variabilité γ Cas + λ Eri[3]
Astrométrie
Vitesse radiale −19,0 ± 2,1 km/s[6]
Mouvement propre μα = −5,378 mas/a[2]
μδ = −22,308 mas/a[2]
Parallaxe 6,540 2 ± 0,196 1 mas[2]
Distance 152,90 ± 4,58 pc (∼499 al)[7]
Magnitude absolue −2,27[8]
Caractéristiques physiques
Masse 10,1 ± 0,7 M☉[9]
Rayon 4,44 ± 0,09 R☉[10]
Gravité de surface (log g) 3,53 ± 0,04[10]
Luminosité 55 847 L☉[11]
Température 30 000 ± 300 K[10]
Rotation 150 ± 3 km/s[10]
Âge 22,5 ± 2,6 Ma[9]

Désignations

χ Oph, 7 Oph, HD 148184, HIP 80569, HR 6118, BD-18°4282, FK5 3298, GC 22117, SAO 159918[7]

Chi Ophiuchi (en abrégé χ Oph) est une étoile variable de la constellation zodiacale d'Ophiuchus. Variant entre la quatrième et la cinquième magnitude, elle est visible à l'œil nu, située proche de la limite avec le Scorpion. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, l'étoile est distante d'environ ∼ 500 a.l. (∼ 153 pc) de la Terre[2]. Elle se rapproche du Système solaire à une vitesse radiale de −19 km/s[6]. Elle est membre du sous-groupe Haut-Scorpion de l'association Scorpion-Centaure, qui est l'association d'étoiles massives de types O et B la plus proche du Système solaire[12].

Chi Ophiuchi est une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B2Vne[4], avec la notation « ne » qui indique qu'il s'agit d'une étoile Be dont le spectre présente des raies élargies (« nébuleuses ») en raison de sa rotation rapide. Elle apparaît tourner sur elle-même à une vitesse de rotation projetée (minimale) de 150 km/s[10]. Étant donné que la vitesse critique de l'étoile est de 477 km/s, sa vitesse de rotation réelle doit être nettement plus élevée et l'angle d'inclinaison de ses pôles vu de la Terre doit être faible ; ce dernier est estimé être d'environ 20°[13].

Chi Ophiuchi est une étoile Be variable. Il s'agit à la fois d'une variable de type Gamma Cassiopeiae ainsi que d'une variable de type Lambda Eridani dont la magnitude apparente varie entre 4,14 et 4,77. Une période de variation de 0,649 jour (15,6 h) est suspectée[3].

Chi Ophiuchi est une étoile jeune et massive, qui est estimée être âgée de 22,5 millions d'années et être 10,1 fois plus massive que le Soleil[9]. Son rayon est 4,4 fois plus grand que le rayon solaire[10], elle est approximativement 56 000 fois plus lumineuse que le Soleil[10] et sa température de surface est de 30 000 K[10]. Un faible champ magnétique stellaire a été détecté dans sa chromosphère[14]. L'étoile est entourée par un disque symétrique de gaz éjectés, qui s'étend jusqu'à une distance de 112 R☉ (0,52 ua)[13], et un excès d'émission dans l'infrarouge ainsi que dans les ondes radio a été détecté venant de cette structure[15].

Abt et Levy (1978) ont catalogué Chi Ophiuchi comme une binaire spectroscopique à raies simples avec une période orbitale de 138,8 jours et avec une excentricité de 0,44, même si les auteurs considèrent ces éléments orbitaux comme marginaux[16]. Eggleton et Tokovinin (2008) la répertorient comme une étoile seule[17].

Notes et références

  1. ↑ (en) J. Cuypers, L. A. Balona et F. Marang, « Intensive photometry of southern Be variables. I. Winter objects », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 81,‎ , p. 151–186 (Bibcode 1989A&AS...81..151C)
  2. (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.
  3. (en) « VSX : Detail for khi Oph », sur The International Variable Star Index, AAVSO (consulté le )
  4. (en) Nancy Houk et M. Smith-Moore, Michigan Catalogue of Two-dimensional Spectral Types for the HD Stars : Declinations -26° to -12°, vol. 4, Ann Arbor, Michigan, États-Unis, Département d'astronomie de l'université du Michigan, , 14+505 (Bibcode 1988mcts.book.....H)
  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, lire en ligne)
  6. (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)
  7. (en) * chi Oph -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  8. ↑ (en) A. M. Melnik et A. K. Dambis, « Distance scale for high-luminosity stars in OB associations and in field with Gaia DR2. Spurious systematic motions », Astrophysics and Space Science, vol. 365, no 7,‎ , p. 112 (DOI 10.1007/s10509-020-03827-0, Bibcode 2020Ap&SS.365..112M, arXiv 2006.14649)
  9. (en) N. Tetzlaff, R. Neuhäuser et M. M. Hohle, « A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 410, no 1,‎ , p. 190–200 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, Bibcode 2011MNRAS.410..190T, arXiv 1007.4883)
  10. (en) C. Arcos et al., « Stellar parameters and Hα line profile variability of Be stars in the BeSOS survey », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 474, no 4,‎ , p. 5287-5299 (DOI 10.1093/mnras/stx3075, Bibcode 2018MNRAS.474.5287A, arXiv 1711.08675)
  11. ↑ (en) J. Zorec et al., « Critical study of the distribution of rotational velocities of Be stars. I. Deconvolution methods, effects due to gravity darkening, macroturbulence, and binarity », Astronomy & Astrophysics, vol. 595,‎ , p. 26 (DOI 10.1051/0004-6361/201628760 , Bibcode 2016A&A...595A.132Z)
  12. ↑ (en) E. J. de Geus, P. T. de Zeeuw et J. Lub, « Physical parameters of stars in the Scorpio-Centaurus OB association », Astronomy & Astrophysics, vol. 216, nos 1–2,‎ , p. 44–61 (Bibcode 1989A&A...216...44D)
  13. (en) C. Tycner et al., « Constraining the Physical Parameters of the Circumstellar Disk of χ Ophiuchi », The Astrophysical Journal, vol. 689, no 1,‎ , p. 461–470 (DOI 10.1086/592097, Bibcode 2008ApJ...689..461T, arXiv 0807.3971)
  14. ↑ (en) S. Hubrig et al., « Evidence for weak magnetic fields in early-type emission stars », Astronomische Nachrichten, vol. 328, no 10,‎ , p. 1133 (DOI 10.1002/asna.200710877, Bibcode 2007AN....328.1133H, arXiv 0711.2085)
  15. ↑ (en) A. R. Taylor et al., « Radio detection of the Be star psi Persei », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 228, no 4,‎ , p. 811–817 (DOI 10.1093/mnras/228.4.811 , Bibcode 1987MNRAS.228..811T)
  16. ↑ (en) H. A. Abt et S. G. Levy, « Binaries among B2 - B5 IV, V absorption and emission stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 36,‎ , p. 241–258 (DOI 10.1086/190498 , Bibcode 1978ApJS...36..241A)
  17. ↑ (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)

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