Pi Canis Majoris
| Ascension droite |
06h 55m 37,43044s[1] 06h 55m 37,61832s[2] |
|---|---|
| Déclinaison |
−20° 08′ 11,3889″[1] −20° 08′ 00,0499″[2] |
| Constellation | Grand Chien |
| Magnitude apparente | +4,69[3] / 9,6[4] |
Localisation dans la constellation : Grand Chien   | |
| Type spectral | F1,5 V[5] |
|---|---|
| Indice U-B | +0,06[3] |
| Indice B-V | +0,36[3] |
| Variabilité | γ Dor[6] |
| Vitesse radiale | −1,44 ± 0,14 ou −37,9 ± 5,5 km/s[1],[7] / −2,30 ± 0,17 km/s[2] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = +51,109 mas/a[1] / +42,806 mas/a[2] μδ = +39,971 mas/a[1] / +40,934 mas/a[2] |
| Parallaxe | 33,573 1 ± 0,095 2 mas[1] / 33,661 4 ± 0,016 3 mas[2] |
| Distance | 29,786 ± 0,085 pc (∼97,2 al)[8] / 29,708 ± 0,014 pc (∼96,9 al)[9] |
| Magnitude absolue | +2,06[10] |
| Masse | 1,32 M☉[11] |
|---|---|
| Gravité de surface (log g) | 3,91[11] |
| Luminosité | 9 L☉[12] |
| Température | 6 863 ± 233 K[11] |
| Métallicité | [Fe/H] = −0,18[5] |
| Rotation | 91,7 ± 4,6 km/s[10] |
| Âge | 763 Ma[11] |
Désignations
Pi Canis Majoris (en abrégé π CMa) est une étoile binaire[4] de la constellation australe du Grand Chien. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de +4,69[3]. D'après la mesure de leurs parallaxes annuelles par le satellite Gaia, les deux étoiles du système sont distantes d'environ ∼ 97 a.l. (∼ 29,7 pc) de la Terre[1],[2].
Sa composante primaire, désignée π CMa A, est une étoile jaune-blanc de la séquence principale de type spectral F1,5 V[5]. C'est une variable de type γ Doradus[6] avec une fréquence de 11,10 cycles par jour (soit 2,16 heures par cycle) et avec une amplitude de 0,0025 en magnitude seulement[13]. L'étoile est estimée être 1,32 fois plus massive que le Soleil et être âgée de 763 millions d'années[11]. Elle est neuf fois plus lumineuse que le Soleil[12] et sa température de surface est de 6 863 K[11]. Elle montre un fort excès d'émission dans l'infrarouge à une longueur d'onde de 24 μm et un plus faible excès à 70 μm, ce qui indique la présence d'un disque de débris d'une température estimée à 188 K, et en orbite à une distance de 6,7 ua de l'étoile hôte[14].
Son compagnon, π CMa B, est une étoile de magnitude 9,6 qui est située à une distance angulaire de 11,6 secondes d'arc de la primaire en date de 2008[4]. Leur séparation projetée est d'environ 339 ua[14].
Notes et références
[modifier | modifier le code]- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Pi Canis Majoris » (voir la liste des auteurs).
- (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.
- (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.
- (en) H. L. Johnson et al., « UBVRIJKL photometry of the bright stars », Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 4, no 99, (Bibcode 1966CoLPL...4...99J)
- (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 al., « Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spectroscopy of stars earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample », The Astronomical Journal, vol. 132, no 1, , p. 161–170 (DOI 10.1086/504637, Bibcode 2006AJ....132..161G, arXiv astro-ph/0603770)
- (en) « VSX : Detail for NSV 3285 », sur The International Variable Star Index, AAVSO (consulté le )
- (en) C. A. L. Bailer-Jones, « Close encounters of the stellar kind », Astronomy & Astrophysics, vol. 575, , p. 13, article no A35 (DOI 10.1051/0004-6361/201425221, Bibcode 2015A&A...575A..35B, arXiv 1412.3648)
- (en) * pi. CMa -- High Proper Motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en) * pi. CMa B -- High Proper Motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en) Ansgar Reiners, « Rotation- and temperature-dependence of stellar latitudinal differential rotation », Astronomy & Astrophysics, vol. 446, no 1, , p. 267–277 (DOI 10.1051/0004-6361:20053911, Bibcode 2006A&A...446..267R, arXiv astro-ph/0509399)
- (en) Trevor J. David et Lynne A. Hillenbrand, « The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets », The Astrophysical Journal, vol. 804, no 2, , p. 146 (DOI 10.1088/0004-637X/804/2/146, Bibcode 2015ApJ...804..146D, arXiv 1501.03154)
- (en) I. McDonald, A. A. Zijlstra et M. L. Boyer, « Fundamental Parameters and Infrared Excesses of Hipparcos Stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 427, no 1, , p. 343–57 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x, Bibcode 2012MNRAS.427..343M, arXiv 1208.2037)
- (en) Chris Koen et Laurent Eyer, « New periodic variables from the Hipparcos epoch photometry », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 331, no 1, , p. 45–59 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2002.05150.x, Bibcode 2002MNRAS.331...45K, arXiv astro-ph/0112194)
- (en) D. E. Trilling et al., « Debris disks in main-sequence binary systems », The Astrophysical Journal, vol. 658, no 2, , p. 1264–1288 (DOI 10.1086/511668, Bibcode 2007ApJ...658.1289T, arXiv astro-ph/0612029)
Liens externes
[modifier | modifier le code]- (en) π CMa A sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en) π CMa B sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
