Xi Phoenicis

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Xi Phoenicis A
(ξ Phe A)
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 00h 41m 46,302s[1]
Déclinaison −56° 30′ 05,24″[1]
Constellation Phénix
Magnitude apparente 5,70[2]

Localisation dans la constellation : Phénix

(Voir situation dans la constellation : Phénix)
Caractéristiques
Type spectral A3 Vp(SrCr v. st; K sn)[3]
Indice B-V +0,19[2]
Variabilité α2 CVn[4]
Astrométrie
Vitesse radiale +9,8 ± 2,9 km/s[5]
Mouvement propre μα = +90,349 mas/a[6]
μδ = +56,791 mas/a[6]
Parallaxe 14,612 7 ± 0,090 3 mas[7]
Distance 68,433 6 ± 0,422 9 pc (∼223 al)[6]
Magnitude absolue 1,64 ± 0,08 (bolométrique)[8]
Caractéristiques physiques
Masse 1,91 ± 0,03 M☉[9]
Rayon 2,04 ± 0,26 R☉[8]
Gravité de surface (log g) 4,0 ± 0,2[8]
Luminosité 17,4+1,7
−1,6 L☉[8]
Température 8 300 K[8]
Rotation 22,5 ± 2 km/s[8] / 3,951 6 ± 0,000 3 j[10]
Âge 680+100
−120×106 a[9]

Désignations

ξ Phe, HR 183, HD 3980, HIP 3277, CD−57 137, CPD−57 143, WDS J00418 -5630, SAO 232152[11]

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Xi Phoenicis B
(ξ Phe B)
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 00h 41m 44,773s[12]
Déclinaison −56° 30′ 09,23″[12]
Constellation Phénix
Magnitude apparente 9,98[8]
Astrométrie
Vitesse radiale +9,19 ± 0,28 km/s[7]
Mouvement propre μα = +92,611 mas/a[7]
μδ = +54,689 mas/a[7]
Parallaxe 14,754 1 ± 0,035 7 mas[7]
Distance 67,8 ± 0,2 pc (∼221 al)
Caractéristiques physiques
Masse 0,81 M☉[13]
Rayon 0,76+0,04
−0,03 R☉[7]
Luminosité 0,328 ± 0,001 L☉[7]
Température 4 999+116
−100 K[7]

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Xi Phoenicis (ξ Phoenicis / ξ Phe) est une étoile binaire de la constellation australe du Phénix, faiblement visible à l’œil nu avec une magnitude apparente de 5,70[2]. Elle présente une parallaxe annuelle mesurée par le satellite Gaia de 14,61 milliarcsecondes, ce qui la place à ∼ 223 a.l. (∼ 68,4 pc) de la Terre[6]. Le système s'éloigne du Soleil à une vitesse radiale d'environ 10 km/s[5].

Le système[modifier | modifier le code]

Xi Phoenicis est connue comme une étoile double depuis 1834, qui correspond à la date de la première observation enregistrée dans le catalogue d'étoiles doubles de Washington[14]. La position relative des deux composantes est demeurée identique jusqu'à ce jour, confirmant qu'elle partagent un mouvement propre commun et qu'elles forment un système binaire[15]. Cela fait de Xi Phoenicis une binaire visuelle[8], puisque ses deux composantes sont visibles dans un instrument.

Xi Phoenicis A[modifier | modifier le code]

L'étoile primaire, désignée Xi Phoenicis A (ξ Phe A), est une étoile chimiquement particulière Ap de type spectral A3 Vp(SrCr v. st; K sn). La notation complexe de ce suffixe indique que son spectre montre des raies d'absorption très fortes du strontium et du chrome (« v. st »), et une raie K du calcium (Ca II) qui possède à la fois la composante fine (sharp) et large (« K sn »)[3]. Le rayon de l'étoile est presque deux fois plus grand que celui du Soleil. Elle émet par ailleurs 17 fois plus de lumière que lui et sa température de surface est de 8 300 K[8]. Les modèles d'évolution stellaire indiquent que ses propriétés correspondent à une étoile d'une masse de 1,91 M☉ (masse solaire) et âgée de 680 millions d'années[9].

ξ Phe A possède une fort champ magnétique qui varie au cours de la période de rotation stellaire. Il peut être modélisé sous la forme d'un champ dipolaire avec une force polaire de 7 kG, incliné de 88° par rapport à l'axe de rotation de l'étoile. La reconstitution de la surface de l'étoile par imagerie Doppler a permis de montrer qu'il était hétérogène, avec des régions d'abondances chimiques différentes, qui semblent être liées à la géométrie du champ magnétique. Par exemple, le lithium et l'oxygène ont de fortes abondances au niveau des pôles magnétiques, et de faibles abondances au niveau de l'équateur magnétique, alors que des éléments comme le silicium et le lanthane sont concentrés dans une région compris entre l'équateur magnétique et les pôles[8]. Cependant, ces résultats ont été contestés ultérieurement, et il est possible que les cartes d'abondance soient fausses en raison précisément du fort champ magnétique qui aurait été négligé[16].

ξ Phe A est une Étoile variable de type Alpha2 Canum Venaticorum dont la magnitude visuelle varie entre 5,68 et 5,78 sur une période de 3,951 6 jours[4], ce qui correspond à la période de rotation de l'étoile. Cette période est également associée à des changements dans le spectre et le champ magnétique de l'étoile. La variation de luminosité est maximale dans la bande v, avec une amplitude de 0,13 magnitudes. La courbe de lumière dans cette bande est par ailleurs symétrique et montre deux minima distincts (l'un profond, l'autre moins profond et plus étalé) séparés par une demi période de rotation, alors que les deux maxima sont identiques. Dans d'autres bandes photométriques, la variabilité est moindre voire absente, et ne montre pas de motif régulier comme dans la bande v[10]. L'étoile est similaire par bien des aspects aux étoiles Ap à oscillations rapides, mais elle ne montre pas les pulsations rapides qui sont typiques de ces étoiles[17].

Xi Phoenicis B[modifier | modifier le code]

L'étoile secondaire, désignée Xi Phoenicis B (ξ Phe B), est d'une magnitude apparente de 9,95[14], et en 2007 elle était localisée à une séparation angulaire de 13,06 secondes d'arc et à un angle de position de 252,5° par rapport à la composante primaire. Considérant la distance qui nous sépare du système, cela correspond à une séparation projetée de 875 UA entre les deux étoiles[13].

La masse de ξ Phe B est estimée à 0,81 M☉[13]. Elle possède une entrée dans le seconde data release du satellite Gaia, qui a mesuré sa distance indépendamment de la primaire comme lui étant égale, et a permis d'estimer que son rayon valait 76% celui du Soleil, que sa luminosité n'était que de 33% celle du Soleil, et que sa température effective est d'environ 5 000 K[7].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a et b (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 et c (en) A. W. J. Cousins, R. Lake et R. H. Stoy, « Photoelectric magnitudes and colours of southern stars, II », Royal Observatory Bulletins, vol. 121,‎ , p. 1 (Bibcode 1966RGOB..121....1C)
  3. ↑ a et b (en) Helmut A. Abt et Nidia I. Morrell, « The Relation between Rotational Velocities and Spectral Peculiarities among A-Type Stars », Astrophysical Journal Supplement, vol. 99,‎ , p. 135 (DOI 10.1086/192182, Bibcode 1995ApJS...99..135A)
    Explications sur la notation du spectre
  4. ↑ a et b (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, lire en ligne)
  5. ↑ a et b (en) J. H. J. de Bruijne et A.-C. Eilers, « Radial velocities for the HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project », Astronomy & Astrophysics, vol. 546,‎ , p. 14, article no A61 (DOI 10.1051/0004-6361/201219219, Bibcode 2012A&A...546A..61D, arXiv 1208.3048)
  6. ↑ a b c et d (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365)
  7. ↑ a b c d e f g h et i (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365)
  8. ↑ a b c d e f g h i et j (en) N. Nesvacil et al., « Multi-element Doppler imaging of the CP2 star HD 3980 », Astronomy & Astrophysics, vol. 537,‎ , p. 10, article no A151 (DOI 10.1051/0004-6361/201117097, Bibcode 2012A&A...537A.151N, arXiv 1303.2703)
  9. ↑ a b et c (en) O. Kochukhov et S. Bagnulo, « Evolutionary state of magnetic chemically peculiar stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 450, no 2,‎ , p. 763 (DOI 10.1051/0004-6361:20054596, Bibcode 2006A&A...450..763K, arXiv astro-ph/0601461)
  10. ↑ a et b (en) H. M. Maitzen, W. W. Weiss et H. J. Wood, « Photometric and magnetic variability of the late AP star HD 3980 », Astronomy & Astrophysics, vol. 81,‎ , p. 323 (Bibcode 1980A&A....81..323M)
  11. ↑ (en) * ksi Phe -- Variable Star of alpha2 CVn type sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  12. ↑ a et b (en) N. Zacharias et al., « VizieR Online Data Catalog: UCAC4 Catalogue (Zacharias+, 2012) », Catalogue en ligne VizieR : I/322A. Originellement publié dans : 2012yCat.1322....0Z; 2013AJ....145...44Z,‎ (Bibcode 2012yCat.1322....0Z)
  13. ↑ a b et c (en) R. J. De Rosa et al., « The VAST Survey - III. The multiplicity of A-type stars within 75 pc », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 437, no 2,‎ , p. 1216–1240 (DOI 10.1093/mnras/stt1932, Bibcode 2014MNRAS.437.1216D, arXiv 1311.7141)
  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. ↑ (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, lire en ligne)
  16. ↑ (en) M. J . Stift et F. Leone, « Spurious Doppler maps from noisy spectra and zero-field inversions★ », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 465, no 3,‎ , p. 2880 (DOI 10.1093/mnras/stw2885, Bibcode 2017MNRAS.465.2880S)
  17. ↑ (en) V. G. Elkin et al., « A search for rapid pulsations in the magnetic cool chemically peculiar star HD3980 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 390, no 3,‎ , p. 1250−1257 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13819.x, Bibcode 2008MNRAS.390.1250E, arXiv 0808.2711)

Liens externes[modifier | modifier le code]

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