69 Orionis

69 Orionis
f1 Orionis
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 06h 12m 03,279 94s
Déclinaison +16° 07′ 49,453 6″
Constellation Orion
Magnitude apparente 4,92

Localisation dans la constellation : Orion

(Voir situation dans la constellation : Orion)
Caractéristiques
Stade évolutif séquence principale
Type spectral B5Vn
Indice U-B −0,59
Indice B-V −0,12
Astrométrie
Vitesse radiale +22 ± 2 km/s
Mouvement propre μα = +5,510 mas/a
μδ = −17,108 mas/a
Parallaxe 5,026 5 ± 0,183 9 mas
Distance 198,95 ± 7,28 pc (∼649 al)
Magnitude absolue −1,09
Caractéristiques physiques
Masse 6,4 ± 0,2 M☉
Rayon 3,4 R☉
Gravité de surface (log g) 4,05 ± 0,17
Luminosité 1 442+248
−212 L☉
Température 17 090 K
Métallicité [Fe/H] = +0,01
Rotation 285 ± 23 km/s
Âge 10 à 40 Ma

Désignations

f1 Ori, 69 Ori, BD+16°1035, HD 42545, HIP 29434, HR 2198, SAO 95365

modifier

69 Orionis (en abrégé 69 Ori), également désignée f1 Orionis, est une étoile de la constellation d'Orion, située à quelques degrés au nord de Xi Orionis. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,92. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, l'étoile est distante d'environ ∼ 650 a.l. (∼ 199 pc) de la Terre. Elle s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale d'environ +22 km/s. D'après Bouy et Alves (2015), elle est membre du Taurion, une association d'étoiles massives de type O et B âgée de 10 à 40 millions d'années.

69 Orionis est une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B5Vn, avec le suffixe « n » indiquant que son spectre présente des raies élargies (« nébuleuses ») en raison de sa rotation rapide. L'étoile montre en effet une vitesse de rotation projetée de 285 km/s, et sa vitesse critique — c'est-à-dire le seuil au-delà duquel la matière située à l'équateur serait éjectée par la force centrifuge due à sa rotation — est de 476 ± 37 km/s ; son axe polaire est incliné de 64 ± 16°. Il s'agit d'une étoile Be connue, qui a toutefois commencé à se comporter comme une étoile de type B normale à partir de , perdant ses raies en émission caractéristiques des étoiles Be. Elle est 6,4 fois plus massive que le Soleil et son rayon est 3,4 fois plus grand que le rayon solaire. L'étoile est autour de 1 442 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 17 090 K.

Notes et références

  1. 1 2 3 4 5 6 (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.
  2. 1 2 3 4 (en) J. R. Ducati, « Catalogue de données en ligne VizieR : Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system », CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues, 2237, 0,‎ (Bibcode 2002yCat.2237....0D)
  3. 1 2 (en) Janet Rountree Lesh, « The Kinematics of the Gould Belt: an Expanding Group? », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 17,‎ , p. 371 (DOI 10.1086/190179 Accès libre, Bibcode 1968ApJS...17..371L)
  4. 1 2 (en) D. S. Evans, « The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities », Determination of Radial Velocities and Their Applications, vol. 30,‎ , p. 57 (Bibcode 1967IAUS...30...57E)
  5. 1 2 (en) * f01 Ori -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  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, lire en ligne)
  7. 1 2 3 4 5 6 7 8 (en) J. Zorec et al., « Critical study of the distribution of rotational velocities of Be stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 595,‎ , article no A132 (DOI 10.1051/0004-6361/201628760 Accès libre, Bibcode 2016A&A...595A.132Z)
  8. 1 2 (en) L. E. Pasinetti Fracassini et al., « Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) - Third edition - Comments and statistics », Astronomy & Astrophysics, vol. 367, no 2,‎ , p. 521–24 (DOI 10.1051/0004-6361:20000451, Bibcode 2001A&A...367..521P, arXiv astro-ph/0012289)
  9. ↑ (en) G. A. Gontcharov, « Dependence of kinematics on the age of stars in the solar neighborhood », Astronomy Letters, vol. 38, no 12,‎ , p. 771–782 (DOI 10.1134/S1063773712120031, Bibcode 2012AstL...38..771G, arXiv 1606.08814, lire en ligne)
  10. 1 2 (en) H. Bouy et J. Alves, « Cosmography of OB stars in the solar neighbourhood », Astronomy & Astrophysics, vol. 584,‎ , p. 13, article no A26 (DOI 10.1051/0004-6361/201527058 Accès libre, Bibcode 2015A&A...584A..26B)
  11. ↑ (en) M. Bossi et al., « Spectroscopic and photometric observations of the Be star 69 Orionis », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 46,‎ , p. 173–177 (Bibcode 1981A&AS...46..173B)
  12. ↑ (en) P. S. Goraya et N. S. Tur, « Spectrophotometric Study of Four Bright Be Stars », Astrophysics and Space Science, vol. 236, no 2,‎ , p. 175–183 (DOI 10.1007/BF00645142 Accès libre, Bibcode 1996Ap&SS.236..175G)

Liens externes