Psi2 Orionis

ψ2 Orionis A
Courbe de lumière de Psi2 Orionis, tracée à partir des données du satellite TESS[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 05h 26m 50,22932s[2]
Déclinaison +03° 05′ 44,4222″[2]
Constellation Orion
Magnitude apparente 4,55 à 4,61[3]

Localisation dans la constellation : Orion

Caractéristiques
Type spectral B2 IV[4] (B1 III + B2 V)[5]
Indice U-B −0,93[6]
Indice B-V −0,21[6]
Indice R-I −0,22[6]
Variabilité Binaire à éclipses détachée[3]
Astrométrie
Vitesse radiale +19 ± 5 km/s[7]
Mouvement propre μα = +1,031 mas/a[2]
μδ = −1,019 mas/a[2]
Parallaxe 2,994 3 ± 0,153 3 mas[2]
Distance 334 ± 17 pc (∼1 090 al)[8]
Magnitude absolue −2,71[9]
Caractéristiques physiques
Masse 9,60 M☉[10] / 7,06 M☉[10]
Gravité de surface (log g) 3,5[11] / 3,5[11]
Luminosité 10 252 L☉[4]
Température 25 000 K[11] / 22 500 K[11]
Rotation 95 ± 5 km/s[11] / 75 ± 5 km/s[11]
Âge 11,4 Ma[7]
Composants stellaires
Composants stellaires ψ2 Ori Aa/Ab, ψ2Ori B[10]
Orbite
Compagnon ψ2 Ori Ab[7]
Excentricité (e) 0,053
Période (P) 2,529 j
Inclinaison (i) 58 ± 8°
Argument du périastre (ω) 172°
Époque du périastre (τ) 2 450 774 JJ
Demi-amplitude (K1) 145 km/s
Demi-amplitude (K2) 237 km/s

Désignations

ψ2 Ori, ψ Ori, 30 Ori, HD 35715, HIP 25473, HR 1811, BD+02°962, SAO 112775, WDS J05268 +0306A[8]

Psi2 Orionis (en abrégé ψ2 Ori) est une étoile triple[5] de la constellation d'Orion. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente d'environ 4,6. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, le système est distant d'environ ∼ 1 090 a.l. (∼ 334 pc) de la Terre[2]. Il s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale d'environ +19 km/s[7].

La composante la plus brillante, désignée Psi2 Orionis A, est une binaire spectroscopique à raies doubles[7], ce qui signifie que les raies d'absorption des deux étoiles peuvent être discernées dans le spectre. Elles tournent l'une autour de l'autre selon une période orbitale de 2,526 jours et avec une faible excentricité de 0,04[11]. Cette orbite proche fait que les deux étoiles se déforment mutuellement en raison de leur interaction gravitationnelle, si bien que le système est une variable ellipsoïdale[12]. L'inclinaison du plan orbital (environ 60°) est assez élevée pour que le système forme également une binaire à éclipses rasante. Durant l'éclipse de la composante primaire, sa magnitude visuelle est réduite de 0,06, tandis que l'éclipse secondaire voit la magnitude baisser de 0,03[13]. Ces variations de luminosité ont conduit l'étoile à être également classée comme une variable de type Beta Cephei, mais aucune preuve de pulsations qui se superposeraient à la variabilité due à la rotation ellipsoïdale et aux éclipses n'a été trouvée[14],[7].

Le spectre combiné de Psi2 Orionis A correspond à une étoile sous-géante bleu-blanc de type spectral B2 IV[4]. La composante primaire, ψ2 Ori Aa, est une géante bleue de type spectral B1 III qui est 9,60 fois plus massive que le Soleil. Son compagnon, ψ2 Ori Ab, est quant à lui une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type B2 V qui est 7,06 fois plus massive que le Soleil[10]. La troisième composante du système, ψ2 Ori B, est une étoile de magnitude 8,62 qui était située à une séparation angulaire de 3,0 secondes d'arc et à un angle de position de 328° de ψ2 Ori A, le tout en 2022[15]. Elle est 2,32 fois plus massive que le Soleil[10].

Références

  1. ↑ (en) « MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes », Space Telescope Science Institute (consulté le )
  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) 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) M. M. Hohle, R. Neuhäuser et B. F. Schutz, « Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants », Astronomische Nachrichten, vol. 331, no 4,‎ , p. 349 (DOI 10.1002/asna.200911355, Bibcode 2010AN....331..349H, arXiv 1003.2335)
  5. (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)
  6. (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)
  7. (en) J. H. Telting, J. B. Abbott et C. Schrijvers, « Apsidal motion and non-radial pulsations in ψ2 Ori », Astronomy & Astrophysics, vol. 377,‎ , p. 104 (DOI 10.1051/0004-6361:20011026-1 , Bibcode 2001A&A...377..104T)
  8. (en) * psi02 Ori -- beta Cep Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  9. ↑ (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)
  10. (en) A. A. Tokovinin, « The Updated Multiple Star Catalog », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 235, no 1,‎ , article no 6 (DOI 10.3847/1538-4365/aaa1a5, Bibcode 2018ApJS..235....6T, arXiv 1712.04750, lire en ligne, consulté le )
  11. (en) W. Lu, « The double-lined spectroscopic binary psi Orionis », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 97,‎ , p. 428 (DOI 10.1086/131556 , Bibcode 1985PASP...97..428L)
  12. ↑ (en) Martin Beech, « The ellipsoidal variables. IV - Light variations », Astrophysics and Space Science, vol. 152, no 2,‎ , p. 329–335 (DOI 10.1007/BF00636314 , Bibcode 1989Ap&SS.152..329B)
  13. ↑ (en) L. Lefèvre et al., « A systematic study of variability among OB-stars based on HIPPARCOS photometry », Astronomy & Astrophysics, vol. 507, no 2,‎ , p. 1141–1201 (DOI 10.1051/0004-6361/200912304 , Bibcode 2009A&A...507.1141L)
  14. ↑ (en) C. Waelkens et F. Rufener, « An observational study of the influence of close companions on the pulsations of beta Cephei stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 121,‎ , p. 45–50 (Bibcode 1983A&A...121...45W)
  15. ↑ (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, lire en ligne, consulté le )

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