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Omega Andromedae

étoile binaire de la constellation d'Andromède

Omega Andromedae (ω And / ω Andromedae) est une étoile binaire de la constellation boréale d'Andromède. Elle est visible à l'œil nu et sa magnitude apparente combinée est de 4,83[2].

Omega Andromedae
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 01h 27m 39,3807s[1]
Déclinaison +45° 24′ 24,065″[1]
Constellation Andromède
Magnitude apparente +4,83[2]

Localisation dans la constellation : Andromède

(Voir situation dans la constellation : Andromède)
Caractéristiques
Type spectral F4 IV[3] ou F3 V + F5 V[4]
Indice U-B +0,00[2]
Indice B-V +0,42[2]
Astrométrie
Vitesse radiale +14,7 km/s[5]
Mouvement propre μα = +357,564 mas/a[1]
μδ = −110,039 mas/a[1]
Parallaxe 34,733 2 ± 0,134 1 mas[1]
Distance 28,790 9 ± 0,111 1 pc (∼93,9 al)[1]
Magnitude absolue +2,57[5]
Caractéristiques physiques
Masse 0,963 ± 0,049 / 0,860 ± 0,051 M☉[4]
Luminosité 7,1 L☉[6]
Température 6,628 K[6]
Métallicité [Fe/H] = −0,16[5]
Rotation 57,1 km/s[7]
Âge 2,1 × 109 a[5]

Désignations

ω And, 48 And, HR 417, HD 8799, HIP 6813, BD+44°307, FK5 1040, SAO 37228, ADS 1152 A, WDS J01277 +4524 Aa,Ab[8]

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Environnement stellaire modifier

Le système d'Omega Andromedae présente une parallaxe annuelle de 34,73 ± 0,13 mas telle que mesurée par le satellite Gaia, ce qui permet d'en déduire qu'il est distant de ∼ 94 a.l. (∼ 28,8 pc) de la Terre[1]. Cette parallaxe est similaire à la parallaxe obtenue par la mission Hipparcos mais est inférieure à la parallaxe orbitale du système calculée de 39,54 ± 1,85 mas[4]. Omega Andromedae s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale héliocentrique de +14,7 km/s[5] et possède un mouvement propre important, traversant la sphère céleste à un rythme de 0,374 seconde d'arc/an[1].

Le système possède plusieurs compagnons stellaires recensés dans les catalogues d'étoiles doubles et multiples. Omega Andromedae B est une première étoile de douzième magnitude et distante de deux secondes d'arc. Elle est probablement une double purement optique. Il existe également une paire d'étoiles, désignée Omega Andromedae CD, qui est localisée à deux minutes d'arc et dont la magnitude apparente combinée est de 10. Cette paire est, de même, une double optique[4].

Propriétés modifier

L'étoile primaire du système, désignée Omega Andromedae Aa, est classée comme une étoile jaune-blanc de type spectral F4 IV[3],[8]. La classe de luminosité IV en ferait une étoile sous-géante qui est en train d'évoluer hors de la séquence principale, dont l'hydrogène contenu dans son noyau s'épuise. Cependant, Abt (1985) lui attribue une classification de F3 V, suggérant qu'elle serait plutôt une étoile jaune-blanc de la séquence principale[4].

En 2008, son compagnon, désigné Omega Andromedae Ab, a été résolu par optique adaptative à l'observatoire Lick. Des observations postérieures ont montré que la différence de magnitude entre les deux étoiles est de 3,65 ± 0,03 et qu'elles sont séparées de 0,669 seconde d'arc[9]. Abt (1985) attribue au compagnon un type spectral F5 V[4]. Le système est âgé d'environ 2,1 milliards d'années[5].

Notes et références modifier

  1. ↑ a b c d e f g et h (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Early Data Release 3 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 649,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202039657, Bibcode 2021A&A...649A...1G, arXiv 2012.01533). Notice Gaia EDR3 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ a b c et d (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)
  3. ↑ a et b (en) Arne Slettebak, « The Spectra and Rotational Velocities of the Bright Stars of Draper Types A3-G0. », The Astrophysical Journal, American Astronomical Society, vol. 121,‎ , p. 653 (DOI 10.1086/146031, Bibcode 1955ApJ...121..653S)
  4. ↑ a b c d e et f (en) C. D. Farrington et al., « Separated Fringe Packet Observations with the CHARA Array. II. ω Andromeda, HD 178911, and ξ Cephei », The Astronomical Journal, vol. 148, no 3,‎ , p. 8, article no 48 (DOI 10.1088/0004-6256/148/3/48, Bibcode 2014AJ....148...48F, arXiv 1407.0639)
  5. ↑ a b c d e et f (en) B Nordström et al., « The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs », Astronomy & Astrophysics, vol. 418,‎ , p. 989–1019 (DOI 10.1051/0004-6361:20035959, Bibcode 2004A&A...418..989N, arXiv astro-ph/0405198)
  6. ↑ a et b (en) J. D. Jr. do Nascimento et al., « On the link between rotation, chromospheric activity and Li abundance in subgiant stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 405, no 2,‎ , p. 723–731 (DOI 10.1051/0004-6361:20030633, Bibcode 2003A&A...405..723D, arXiv astro-ph/0307196)
  7. ↑ (en) C. Schröder, Ansgar Reiners et Jürgen H. M. M. Schmitt, « Ca II HK emission in rapidly rotating stars. Evidence for an onset of the solar-type dynamo », Astronomy & Astrophysics, vol. 493, no 3,‎ , p. 1099–1107 (DOI 10.1051/0004-6361:200810377, Bibcode 2009A&A...493.1099S, lire en ligne)
  8. ↑ a et b (en) * ome And -- Double or multiple star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  9. ↑ (en) Szymon Gladysz et Julian C. Christou, « Reference-Less Detection, Astrometry, and Photometry of Faint Companions with Adaptive Optics », The Astrophysical Journal, vol. 698, no 1,‎ , p. 28–42 (DOI 10.1088/0004-637X/698/1/28, Bibcode 2009ApJ...698...28G, arXiv 0805.1870)

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