Pi Aquarii

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Pi Aquarii
(π Aqr / π Aquarii)
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 22h 25m 16,62285s[1]
Déclinaison +01° 22′ 38,6346″[1]
Constellation Verseau
Magnitude apparente 4,42 - 4,87[2]

Localisation dans la constellation : Verseau

(Voir situation dans la constellation : Verseau)
Caractéristiques
Type spectral B1III-IVe[3]
BIVe[4]
Indice U-B –0,98[5]
Indice B-V –0,03[5]
Variabilité γ Cas[2]
Astrométrie
Vitesse radiale +4,0 km/s[6]
Mouvement propre μα = +17,83[1] mas/a
μδ = +2,41[1] mas/a
Parallaxe 4,17 ± 0,28 mas[1]
Distance 780 ± 50 a.l. (∼ 239 pc)
Magnitude absolue −2,09[7]
Caractéristiques physiques
Masse 10,7 ± 0,7 M☉[8]
Rayon 6,2 R☉[9]
Gravité de surface (log g) 3,53[4]
Luminosité 7 302 L☉[10]
Température 23 278 K[4]
Métallicité −0,02 [Fe/H][7]
Rotation 215 km/s[11]
Âge 10 ± 5 × 106 a[8]

Désignations

Seat, π Aqr, 52 Aqr, FK5 1585, HR 8539, BD+00°4872, HD 212571, HIP 110672, SAO 127520[12]

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Pi Aquarii (π Aqr, π Aquarii) est une étoile binaire de la constellation du Verseau. Elle porte également le nom traditionnel Seat. Sa magnitude apparente moyenne est de +4.57[5], ce qui la rend visible à l'œil nu. En se basant sur les mesures de parallaxe effectuées durant la mission Hipparcos, on peut estimer que le système est situé à peu près à ∼ 780 a.l. (∼ 239 pc) de la Terre[1].

Propriétés

Pi Aquarii est une étoile binaire ; la période orbitale du système est de 84,1 jours[13],[14]. Sa composante primaire est une étoile bleutée de type spectral B1e. Sa classe de luminosité qui lui est attribuée varie selon les études, elle a pu être classée en tant qu'étoile géante ou sous-géante de type spectral B1 III-IVe[3], ou plus récemment comme une étoile blanc-bleu de la séquence principale de type spectral B1 Ve[4],[15]. L'autre composante du système binaire est probablement une étoile de type A ou F[15], et avec une masse estimée à 2-3 M☉, elle orbite à environ 0,9 UA de l'étoile primaire[13].

L'étoile primaire est une grande étoile dont la masse vaut près de 11 fois celle du Soleil[8] et dont le rayon est plus de six fois supérieur à celui du Soleil[9]. Elle est probablement assez massive pour finir sa vie en supernova[13]. Sa luminosité est 7 300 fois supérieure à la luminosité solaire[10]. Cette énergie est rayonnée depuis sa photosphère à une température de surface de 23 278 K[4], lui donnant la teinte bleutée typique d'une étoile de type B[16]. C'est une étoile jeune, âgée de 5 à 10 millions d'années[8].

Pi Aquarii tourne rapidement sur elle-même, à une vitesse de rotation projetée de 215 km/s[11], ce qui équivaut à peu près à la moitié de la vitesse critique au-delà de laquelle l'étoile serait détruite[17]. Pi Aquarii est plus particulièrement une étoile Be[15], ce qui est indiqué par le suffixe « e » à la fin de son type spectral. Son spectre montre en effet des raies d'émission dans l'hydrogène, liées à la présence d'un disque circumstellaire causé par la rotation rapide de l'étoile. Son taux de perte de masse est parmi l'un des plus importants connus parmi les étoiles Be[13]. Pi Aquarii a également de particulier qu'elle connaît d'importantes variations dans l'intensité de ses raies d'émission. Ainsi, elles ont connu un pic d'intensité en 1985, avant de décliner entre 1985 et 1995, période au terme de laquelle l'astre a connu une phase d'« étoile quasi-normale » à la fin des années 1990 et au début des années 2000[15]. Par ailleurs, elle fait partie d'un groupe d'étoiles Be présentation des émissions thermiques intenses et variables dans le domaine des rayons X, à l'instar de γ Cas[17].

Pi Aquarii est également une étoile variable de type Gamma Cassiopeiae[2] ; sa magnitude varie entre +4.45 et +4.71 selon une période dominante de 83,8 ± 0,8 jours, ce qui correspond à la période orbitale du système binaire[14].

Dans la culture

Pi Aquarii a été nommée Seat par Grotius au XVIIe siècle[13]. Elle forme avec γ Aquarii, ζ Aquarii et η Aquarii, un astérisme en forme de « Y » appelé l'Urne.

En chinois, Pi Aquarii est connue sous le nom de 墳墓四 (Fén Mù sì), c'est-à-dire la « quatrième étoile de la Tombe »[18]. Elle est incluse au sein de l'astérisme chinois de la Tombe (墳墓 (Fén Mù) en chinois), qui regroupe les étoiles π Aquarii, γ Aquarii, ζ Aquarii et η Aquarii[19].

Dans le catalogue d'étoiles du Calendarium d'Al Achsasi al Mouakket (en), Pi Aquarii a reçu le nom de Wasat al Achbiya (وسط الأخبية - wasath al ahbiyah), qui a été traduit en latin en tant que Media Tabernaculorum, ce qui signifie « le milieu des choses cachées (des tentes) »[20]. L'étoile, avec γ Aqr (Sadachbia), ζ Aqr (Achr al Achbiya) et η Aqr (Hydria), formaient al Aḣbiyah (الأخبية), « les choses cachées » (les tentes)[21],[22].

Références

  1. ↑ a b c d e et f (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy and 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 et c « Pi Aqr », sur General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute (consulté le ). Note: type = GCAS.
  3. ↑ a et b (en) A Slettebak, « Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars », Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 50,‎ , p. 55 (DOI 10.1086/190820, Bibcode 1982ApJS...50...55S)
  4. ↑ a b c d et e (en) Yue Wu1, H. P. Singh, P. Prugniel1, R. Gupta et M. Koleva, « Coudé-feed stellar spectral library – atmospheric parameters », Astronomy and Astrophysics, vol. 525,‎ , p. 21 (DOI 10.1051/0004-6361/201015014). L'entrée correspondante sur la base de données VizieR est disponible à cette adresse : [1].
  5. ↑ a b et c (en) B. Nicolet, « Photoelectric photometric Catalogue of homogeneous measurements in the UBV System », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 34,‎ , p. 1–49 (Bibcode 1978A&AS...34....1N)
  6. ↑ (en) R. Wielen, H. Schwan, C. Dettbarn, H. Lenhardt, H. Jahreiß et R. Jährling, « Sixth Catalogue of Fundamental Stars (FK6). Part I. Basic fundamental stars with direct solutions », Veröff. Astron. Rechen-Inst. Heidelb, Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg, vol. 35, no 35,‎ (Bibcode 1999VeARI..35....1W)
  7. ↑ a et b (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)
  8. ↑ 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)
  9. ↑ a et b (en) A. B. Underhill, L. Divan, M.-L. Prevot-Burnichon et V. Doazan, « Effective temperatures, angular diameters, distances and linear radii for 160 O and B stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 189, no 3,‎ , p. 601–605 (DOI 10.1093/mnras/189.3.601, Bibcode 1979MNRAS.189..601U)
  10. ↑ 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)
  11. ↑ a et b (en) Helmut A. Abt, Hugo Levato et Monica Grosso, « Rotational Velocities of B Stars », The Astrophysical Journal, vol. 573, no 1,‎ , p. 359–365 (DOI 10.1086/340590, Bibcode 2002ApJ...573..359A)
  12. ↑ (en) * pi. Aqr -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  13. ↑ a b c d et e (en) James B. Kaler, « Seat », sur Stars
  14. ↑ a et b Pollmann (2011)
  15. ↑ a b c et d Bjorkman (2002)
  16. ↑ (en) « The Colour of Stars », sur Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation,
  17. ↑ a et b Nazé (2017)
  18. ↑ (zh) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 5 月 16 日
  19. ↑ (zh) 中國星座神話, écrit par 陳久金. Publié par 台灣書房出版有限公司, 2005, (ISBN 978-986-7332-25-7).
  20. ↑ (en) E. B. Knobel, « Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 55, no 8,‎ , p. 429 (DOI 10.1093/mnras/55.8.429, Bibcode 1895MNRAS..55..429K)
  21. ↑ (en) G. A. Davis Jr., « The Pronunciations, Derivations, and Meanings of a Selected List of Star Names », Popular Astronomy, vol. 52, no 3,‎ , p. 12 (Bibcode 1944PA.....52....8D)
  22. ↑ (en) R. H. Allen, Star Names: Their Lore and Meaning, New York, Dover Publications Inc, (réimpr. 1963) (1re éd. 1899) (ISBN 0-486-21079-0, lire en ligne), p. 52

Bibliographie

  • (en) Karen S. Bjorkman, Anatoly S. Miroshnichenko, David McDavid et Tatiana M. Pogrosheva, « A study of π Aquarii during a quasi-normal star phase: refined fundamental parameters and evidence for binarity. », The Astrophysical Journal, vol. 573, no 2,‎ , p. 812-824 (DOI 10.1086/340751, Bibcode 2002ApJ...573..812B)
  • (en) Yaël Nazé, Gregor Rauw et Constantin Cazorla, « π Aquarii is another γ Cassiopeiae object », Astronomy and Astrophysics, vol. 602,‎ , L5-5 (DOI 10.1051/0004-6361/201731135, Bibcode 2017A&A...602L...5N)
  • (en) Ernst Pollmann, « Period analysis of the Halpha line profile variation of the Be binary star pi Aqr », Information Bulletin on Variable Stars, vol. 6023,‎ , p. 1 (Bibcode 2012IBVS.6023....1P)

Liens externes

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