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« Omega Canis Majoris » : différence entre les versions

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Version du 19 février 2020 à 23:58

ω Canis Majoris
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 07h 14m 48,654s[1]
Déclinaison −26° 46′ 21,61″[1]
Constellation Grand Chien
Magnitude apparente +4,01[2]

Localisation dans la constellation : Grand Chien

(Voir situation dans la constellation : Grand Chien)
Caractéristiques
Type spectral B2 IV-Ve[3]
Indice U-B −0,73[2]
Indice B-V −0,14[2]
Variabilité γ Cas[4]
Astrométrie
Vitesse radiale +23,2 ± 2,4 km/s[5]
Mouvement propre μα = −11,88 mas/a[1]
μδ = +6,87 mas/a[1]
Parallaxe 3,58 ± 0,17 mas[1]
Distance 910 ± 40 al
(280 ± 10 pc)
Magnitude absolue −3,21[6]
Caractéristiques physiques
Masse 10,1 ± 0,7 M☉[7]
Rayon 10,50 ± 0,21 R☉[8]
Gravité de surface (log g) 3,89 ± 0,04[8]
Luminosité 13 081 L☉[9]
Température 17 170 ± 172 K[8]
Rotation 80 km/s[10]
Âge 22,5 ± 2,6 × 106 a[7]

Désignations

ω CMa, 28 CMa, HR 2749, HD 56139, HIP 35037, CD−26 4073, CPD−26 1914, SAO 173282, GC 9625[11]

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Omega Canis Majoris (ω Canis Majoris / ω CMa) est une[12] étoile bleutée de la constellation du Grand Chien, visible à l’œil nu avec une magnitude apparente moyenne de 4,01[2]. Elle présente une parallaxe annuelle de 3,58 mas mesurée par le satellite Hipparcos[1], ce qui signifie qu'elle est distante de ∼ 910 a.l. (∼ 279 pc) de la Terre. Elle s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale de +23 km/s[5].

Spectre et variabilité

Omega Canis Majoris est une étoile bleue-blanche de type spectral B2 IV-Ve[3] ; il s'agit d'une étoile Be dont le spectre montre à la fois des traits d'une étoile sur la séquence principale et d'une étoile sous-géante. Il s'agit de l'une des étoiles Be les plus étudiées de l'hémisphère céleste sud[13], et comme de nombreuses étoiles de ce type, elle est variable. Elle est plus précisément classée comme une étoile variable de type Gamma Cassiopeiae[4], dont la luminosité et la vitesse radiale varient toutes deux selon un cycle primaire de 1,372 jours[14]. La variation en luminosité, qui est comprise entre les magnitudes +3.60 et +4.18[4], montre des changements au cours du temps, ce qui suggère qu'il existe en fait deux périodes de 1,37 et de 1,49 jours qui se superposent. L'étoile subit également des variations périodiques transitoires qui font suite à des éruptions (outbursts)[15],[10].

Propriétés

Omega Canis Majoris est une jeune étoile âgée d'environ 22,5 millions d'années[7] et qui est dix fois plus massive que le Soleil[7]. Son rayon est 10,5 fois plus grand que celui du Soleil[8] et elle est 13 081 fois plus lumineuse que l'étoile du Système solaire[9]. Sa température de surface est de 17 170 K[8]. L'étoile se présente, vue de la Terre, quasiment par ses pôles, ce qui signifie que sa vitesse de rotation projetée de 80 km/s n'est qu'une fraction de sa véritable rotation équatoriale, estimée à 350 km/s. Elle est entourée par un disque circumstellaire symétrique de matériel qui est chauffé par l'étoile, ce qui est à l'origine des raies en émission observées dans le spectre de l'étoile[10].

Notes et références

  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 et d (en) A. Feinstein et H. G. Marraco, « The photometric behavior of Be Stars », The Astronomical Journal, vol. 84,‎ , p. 1713–1725 (DOI 10.1086/112600, Bibcode 1979AJ.....84.1713F)
  3. ↑ a et b (en) W. A. Hiltner, R. F. Garrison et R. E. Schild, « MK Spectral Types for Bright Southern OB Stars », The Astrophysical Journal, vol. 157,‎ , p. 313–326 (DOI 10.1086/150069, Bibcode 1969ApJ...157..313H)
  4. ↑ a b et c (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)
  5. ↑ a et b (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)
  6. ↑ (en) E. Anderson et Ch. Francis, « XHIP: An extended Hipparcos compilation », Astronomy Letters, vol. 38, no 5,‎ , p. 331 (DOI 10.1134/S1063773712050015, Bibcode 2012AstL...38..331A, arXiv 1108.4971)
  7. ↑ a b c et d (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)
  8. ↑ a b c d et e (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)
  9. ↑ a et b (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)
  10. ↑ a b et c (en) S. Stefl et al. « The Interferometric View on Hot Stars, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias) » () (Bibcode 2010RMxAC..38...89S)
    —The 2008+ outburst of the Be star 28 CMa
  11. ↑ (en) * ome CMa -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  12. ↑ (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)
  13. ↑ (en) M. R. Ghoreyshi et al. « Bright Emissaries: Be Stars as Messengers of Star-Disk Physics, Proceedings of a Meeting held at The University of Western Ontario, in London, Ontario, Canada, 11-13 août 2014 » () (Bibcode 2016ASPC..506..315G, arXiv 1506.08902)
    —Modeling the Complete Lightcurve of ω CMa
  14. ↑ (en) P. Harmanec, « On the nature of the Be phenomenon. I. The case of omega Canis Majoris », Astronomy & Astrophysics, vol. 334,‎ , p. 558–570 (Bibcode 1998A&A...334..558H)
  15. ↑ (en) S. Štefl et al. « The Be Phenomenon in Early-Type Stars, IAU Colloquium 175, ASP Conference Proceedings » () (Bibcode 2000ASPC..214..240S)
    —Tracing the Transient Periods in the Be Star 28 ω CMa

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