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Pi3 Orionis

étoile de la constellation d'Orion

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Pour les articles homonymes, voir Pi Orionis.

π3 Orionis
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 04h 49m 50,411s[1]
Déclinaison +06° 57′ 40,59″[1]
Constellation Orion
Magnitude apparente 3,16[2]

Localisation dans la constellation : Orion

(Voir situation dans la constellation : Orion)
Caractéristiques
Type spectral F6V[2]
Indice U-B 0,00[2]
Indice B-V +0,46[2]
Variabilité Suspectée[3]
Astrométrie
Vitesse radiale +22,41 ± 0,52 km/s[4]
Mouvement propre μα = +464,06 mas/a[1]
μδ = +11,21 mas/a[1]
Parallaxe 123,94 ± 0,17 mas[1]
Distance 26,32 ± 0,04 al
(8,07 ± 0,01 pc)
Magnitude absolue +3,65[5]
Caractéristiques physiques
Masse 1,236 M☉[6]
Rayon 1,323 ± 0,004 R☉[7]
Gravité de surface (log g) 4,4[8]
Luminosité 2,822 ± 0,030 L☉[7]
Température 6 516 ± 19 K[7]
Métallicité [Fe/H] = −0,02[9]
Rotation 17 km/s[10]
Âge 1,20 × 109 a[9]

Désignations

Tabit, π3 Ori, 1 Ori, BD+06°762, FK5 1134, GJ 178, HD 30652, HIP 22449, HR 1543, LTT 11517, SAO 112106[11]

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Pi3 Orionis (π3 Ori / π3 Orionis), appelée traditionnellement Tabit, est une étoile de troisième magnitude de la constellation d'Orion. Elle est l'étoile la plus brillante du bouclier que porte Orion. D'après la mesure de sa parallaxe par le satellite Hipparcos, elle est située à environ ∼ 26,3 a.l. (∼ 8,06 pc) de la Terre[1]. Bien que des exoplanètes n'aient pas encore été détectées autour de Pi3 Orionis, l'étoile est considérée comme une candidate de choix pour des planètes aussi petites que la Terre[réf. nécessaire]. Le nom Tabit est officialisé par l'Union astronomique internationale le 5 septembre 2017[12].

Caractéristiques modifier

Pi3 Orionis est une étoile naine jaune-blanche de type spectral F6V[2]. Son âge est estimé être de 1,2 milliard d'années[9]. Il a été calculé que l'étoile serait environ 1,3 fois plus massive que le Soleil[6], 1,3 fois plus grande et 2,8 fois plus lumineuse que lui[7]. Son abondance en éléments plus lourds que l'hydrogène est proche de celle du Soleil (basé sur son abondance en fer)[9].

Recherche de compagnons stellaires et planétaires modifier

Pi3 Orionis est considérée comme une étoile seule[13]. Le catalogue d'étoiles doubles de Washington lui recense quatre compagnons, mais ils sont probablement optiques[14]. Ce même catalogue note également que l'étoile est une binaire spectroscopique[14], mais elle n'apparaît pas dans les catalogues plus spécialisés qui répertorient de tels systèmes[13]. Par ailleurs, l'interféromètre optique du Navy Precision Optical Interferometer n'a pas permis de mettre en évidence la présence de compagnons stellaires à proximité de l'étoile[13].

Aucun objet substellaire n'a non plus été détecté autour de Pi3 Orionis. Une variation de la vitesse radiale de l'étoile d'une périodicité de 73,26 jours a été observée, mais il est probable que cette variation soit liée à l'activité stellaire plutôt qu'à la présence d'une exoplanète qui l'orbiterait[15]. L'équipe de l'observatoire McDonald a permis d'exclure la présence d'une ou de plusieurs planètes avec des masses comprises entre 0,84 et 46,7 MJ correspondant à des séparations moyennes de l'étoile comprises entre 0,05 et 5,2 ua[15].

Notes et références modifier

  1. ↑ a b c d e et f (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)
  2. ↑ a b c d et e (en) H. L. Johnson et W. W. Morgan, « Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas », The Astrophysical Journal, vol. 117,‎ , p. 313–352 (DOI 10.1086/145697, Bibcode 1953ApJ...117..313J)
  3. ↑ (en) N. N Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: NSV and supplement », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S)
  4. ↑ (en) Andrea Kunder et al., « The Radial Velocity Experiment (RAVE): Fifth Data Release », The Astronomical Journal, vol. 153, no 2,‎ , p. 30, article no 75 (DOI 10.3847/1538-3881/153/2/75, Bibcode 2017AJ....153...75K, arXiv 1609.03210)
  5. ↑ (en) J. Holmberg, B. Nordström et J. Andersen, « The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 501, no 3,‎ , p. 941–947 (DOI 10.1051/0004-6361/200811191, Bibcode 2009A&A...501..941H, arXiv 0811.3982). Note : voir le catalogue de données sur VizieR V/130.
  6. ↑ a et b (en) G. Takeda et al., « Stellar parameters of nearby cool stars. II. Physical properties of ~1000 cool stars from the SPOCS catalog », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 168, no 2,‎ , p. 297-318 (DOI 10.1086/509763, Bibcode 2007ApJS..168..297T, arXiv astro-ph/0607235). Note : voir le catalogue de données sur VizieR J/ApJS/168/297.
  7. ↑ a b c et d (en) Tabetha S. Boyajian et al., « Stellar Diameters and Temperatures. I. Main-sequence A, F, and G Stars », The Astrophysical Journal, vol. 746, no 1,‎ , p. 101 (DOI 10.1088/0004-637X/746/1/101, Bibcode 2012ApJ...746..101B, arXiv 1112.3316). Voir tableau numéro 10.
  8. ↑ (en) D. Kuroczkin et A. Wiszniewski, « The problem of iron abundance in the SMR stars. », Acta Astronomica, vol. 27,‎ , p. 145–150 (Bibcode 1977AcA....27..145K)
  9. ↑ a b c et d (en) L. Casagrande et al., « New constraints on the chemical evolution of the solar neighbourhood and Galactic disc(s). Improved astrophysical parameters for the Geneva-Copenhagen Survey », Astronomy & Astrophysics, vol. 530,‎ , p. 21, article no A138 (DOI 10.1051/0004-6361/201016276, Bibcode 2011A&A...530A.138C, arXiv 1103.4651)
  10. ↑ (en) P. L. Bernacca et M. Perinotto, « A catalogue of stellar rotational velocities », Contributi Osservatorio Astronomico di Padova in Asiago, vol. 239, no 1,‎ , p. 1 (Bibcode 1970CoAsi.239....1B)
  11. ↑ (en) * pi.03 Ori -- High proper-motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  12. ↑ « naming stars »
  13. ↑ a b et c (en) D. J. Hutter et al., « Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. II. A Volume-limited Multiplicity Survey of Main-sequence F Stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 243, no 2,‎ , p. 19, article no 32 (DOI 10.3847/1538-4365/ab32e1, Bibcode 2019ApJS..243...32H)
  14. ↑ a et b (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)
  15. ↑ a et b (en) Robert A. Wittenmyer et al., « Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program », The Astronomical Journal, vol. 132, no 1,‎ , p. 177–188 (DOI 10.1086/504942, Bibcode 2006AJ....132..177W, arXiv astro-ph/0604171)

Voir également modifier

Articles connexes modifier

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