FS Canis Majoris
| Ascension droite | 06h 28m 17,42197s[2] |
|---|---|
| Déclinaison | −13° 03′ 11,1289″[2] |
| Constellation | Grand Chien |
| Magnitude apparente | 7,35 à 8,58[3] |
Localisation dans la constellation : Grand Chien   | |
| Type spectral | B2IV/V[e][4] |
|---|---|
| Indice U-B | −0,686[5] |
| Indice B-V | +0,076[5] |
| Variabilité | FS CMa (prototype)[3] |
| Vitesse radiale | +21,6 ± 3,1 km/s[6] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = +1,331 mas/a[2] μδ = +1,594 mas/a[2] |
| Parallaxe | 1,748 1 ± 0,044 8 mas[2] |
| Distance | 572 ± 15 pc (∼1 870 al)[7] |
Désignations
FS Canis Majoris (en abrégé FS CMa), également désignée HD 45677 ou MWC 142, est une étoile variable de type B de la constellation australe du Grand Chien. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, elle est située à environ ∼ 1 870 a.l. (∼ 573 pc) de la Terre[2]. La magnitude apparente de l'étoile a pu varier entre 7,35 et 8,58[3]. Feinstein et al. ont signalé en 1976 que sa luminosité avait décru de 0,9 magnitude entre 1969 et 1976, alors qu'elle n'avait varié que de 0,3 magnitude les 70 années précédentes. Parfois la luminosité peut varier jusqu'à 0,5 magnitude au cours d'une année ou de 0,1 magnitude en une seule nuit, et les variations apparaissent ne pas présenter de période régulière[8].
FS Canis Majoris est le prototype de la classe des étoiles variables de type FS Canis Majoris, qui a été définie par l'astronome Anatoly Miroshnichenko. Ce sont des étoiles bleu-blanc qui montrent des raies en émission interdites, ce qui en fait des étoiles B[e], ainsi que de forts excès d'infrarouge, ce qui suggère que sont de très jeunes étoiles de la pré-séquence principale. Pourtant, elles ne sont pas situées dans des régions de formation stellaire, et elles ne semblent pas être non plus des étoiles qui ont évolué hors de la séquence principale et qui seraient devenues des géantes ou des supergéantes. On pense désormais que ce sont des étoiles sur la séquence principale qui ont absorbé ou qui absorbent de la matière, probablement d'une étoile compagnon, et qui sont entourées d'une coquille de poussières compacte[9]. On pense que ces étoiles sont des contributrices significatives de la poussière du milieu interstellaire[9]. FS Canis Majoris elle-même a été bien étudiée en raison de son disque de poussières, qui est incliné de 51° par rapport au plan du ciel[10]. Il présente une lacune à 5 ua de l'étoile[10].
FS Canis Majoris est une étoile bleu-blanc de type spectral B2IV/V[e], cette notation indiquant qu'il s'agit d'une étoile B[e] sous-géante ou sur la séquence principale. Elle avait été précédemment classée avec des types allant de B2III à B2V et sa magnitude bolométrique est de -4,89[4]. Cependant, une analyse poussée de son spectre en 2006 a prouvé qu'il s'agissait d'une étoile binaire[11], ce était déjà suspecté auparavant[4]. Le système est estimé être de 1 250 à 8 000 fois plus lumineux que le Soleil[9]. Un calcul donne des masses de 9,3 ± 0,5 M☉ pour l'étoile primaire et de 4,8 ± 0,9 M☉ pour l'étoile secondaire, ainsi que des rayons de 6,6 ± 0,5 R☉ et de 2,9 ± 0,6 R☉ et des températures de surfaces de 21 600 ± 350 K et de 16 380 ± 1 670 K, respectivement[4].
Notes et références[modifier | modifier le code]
- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « FS Canis Majoris » (voir la liste des auteurs).
- (en) Elaine M. Halbedel, « Recent Photometric Behavior of the Unusual Be Star HD 45677 = FS Canis Majoris », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 101, , p. 999–1003 (DOI 10.1086/132566, Bibcode 1989PASP..101..999H)
- (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) « VSX : Detail for FS CMa », sur The International Variable Star Index, AAVSO (consulté le )
- (en) L. Cidale, J. Zorec et L. Tringaniello, « BCD spectrophotometry of stars with the B[e] phenomenon. I. Fundamental parameters », Astronomy & Astrophysics, vol. 368, , p. 160–74 (DOI 10.1051/0004-6361:20000409
, Bibcode 2001A&A...368..160C)
- (en) D. Kilkenny et al., « Optical and infrared photometry of southern early-type shell stars and pre-main-sequence variables », South African Astronomical Observatory Circular, vol. 9, , p. 55 (Bibcode 1985SAAOC...9...55K)
- (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)
- (en) HD 45677 -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en) A. Feinstein et al., « Variations in the U, B, V and u, v, b, y magnitudes of the peculiar Be star HD 45677 », Astronomy & Astrophysics, vol. 51, no 2, , p. 269–27 (Bibcode 1976A&A....51..269F)
- (en) Anatoly S. Miroshnichenko, « Toward Understanding the B[e] Phenomenon. I. Definition of the Galactic FS CMa Stars », The Astrophysical Journal, vol. 667, no 1, , p. 497–504 (DOI 10.1086/520798, Bibcode 2007ApJ...667..497M)
- (en) K.-H. Hofmann et al., « VLTI-MATISSE L- and N-band aperture-synthesis imaging of the unclassified B[e] star FS Canis Majoris », Astronomy & Astrophysics, vol. 658, , article no A81 (DOI 10.1051/0004-6361/202141601, Bibcode 2022A&A...658A..81H, arXiv 2111.12458)
- (en) Deborah Baines et al., « On the binarity of Herbig Ae/Be stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 367, no 2, , p. 737–753 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.10006.x, Bibcode 2006MNRAS.367..737B, arXiv astro-ph/0512534)
Liens externes[modifier | modifier le code]
- (en) FS Canis Majoris sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
