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Epsilon Piscis Austrini

étoile triple de la constellation du Poisson austral

Epsilon Piscis Austrini (en abrégé ε PsA) est un système d'étoiles triple probable[10],[9] de la constellation du Poisson austral. Son étoile primaire est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de +4,17[2], ce qui en fait la deuxième la plus brillante de la constellation, derrière la brillante Fomalhaut. Le système présente une parallaxe annuelle de 5,92 mas mesurée par le satellite Gaia, ce qui indique qu'il est distant d'approximativement ∼ 550 a.l. (∼ 169 pc) de la Terre[1].

ε Piscis Austrini
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 22h 40m 39,348 26s[1]
Déclinaison −27° 02′ 37,015 1″[1]
Constellation Poisson austral
Magnitude apparente +4,17[2]

Localisation dans la constellation : Poisson austral

(Voir situation dans la constellation : Poisson austral)
Caractéristiques
Stade évolutif sous-géante[3],[1]
Type spectral B7III[4] ou B8Ve[5]
Indice U-B −0,31[2]
Indice B-V −0,11[2]
Astrométrie
Vitesse radiale +1,1 ± 2,8 km/s[6]
Mouvement propre μα = +21,839 mas/a[1]
μδ = −1,588 mas/a[1]
Parallaxe 5,921 9 ± 0,293 1 mas[1]
Distance 168,9 ± 8,4 pc (∼551 al)[7]
Magnitude absolue −1,66[8]
Caractéristiques physiques
Masse 5,95 ± 0,30 M☉[9]
Rayon 7,51 ± 0,38 R☉[9]
Gravité de surface (log g) 3,90 ± 0,04[4]
Luminosité 661 L☉[3]
Température 11 500 ± 115 K[4]
Rotation 216 km/s[3]
Composants stellaires
Composants stellaires ε PsA Aa/Ab, ε PsA B[10]

Désignations

ε PsA, 18 PsA, HD 214748, HIP 111954, HR 8628, CD−27 16010, CPD−27 7442, FK5 854, SAO 191318[7]

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Caractéristiques

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La composante primaire, désignée ε PsA A est une étoile Be qui tourne rapidement sur elle-même, montrant une vitesse de rotation projetée de 216 km/s[3], à comparer avec la vitesse critique de 301 km/s au-delà de laquelle elle se disloquerait[11]. Elle a été classée comme une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B8Ve[5], ou plus récemment comme une géante bleue de type spectral B7III[4]. Les modèles d'évolution stellaire indiquent qu'elle vient de terminer sa vie sur la séquence principale, entrant dans sa phase de sous-géante[3],[1].

L'étoile est six fois plus massive que le Soleil et son rayon est environ 7,5 fois plus grand que le rayon solaire[9]. Elle est 661 fois plus lumineuse que le Soleil[3] et sa température de surface est de 11 500 K[4]. ε PsA A est très probablement une binaire astrométrique, les mesures astrométriques des sondes Hipparcos et Gaia laissant deviner la présence d'un compagnon autrement invisible, possiblement une étoile de masse solaire situé à une séparation comprise entre 6 et 30 ua[9].

Epsilon Piscis Austrini A forme également une binaire écartée avec une faible étoile de magnitude 17,35, désignée ε PsA B[10]. Les deux étoiles sont situées à une séparation angulaire de 78,09″ l'une de l'autre[10], ce qui correspond à une séparation projetée de 11 700 ua[9]. La nature de ε PsA B est incertaine. Kervella et al. (2022) en déduisent qu'il s'agit probablement une naine rouge qui ne fait que 23 % la masse du Soleil[9], mais ce pourrait être alternativement une naine blanche, étant donné qu'il n'est pas visible dans les données du relevé 2MASS en infrarouge[10].

Nomenclature

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ε Piscis Austrini, romanisé Epsilon Piscis Austrini, est la désignation de Bayer de l'étoile. Elle porte également la désignation de Flamsteed de 18 Piscis Austrini[7].

En astronomie chinoise traditionnelle, elle fait partie de l'astérisme de Yulinjun (en chinois 羽林軍, Yǔ Lín Jūn), représentant la « garde du Palais », et qui comprend, outre ε PsA elle-même, un grand nombre d'étoiles visibles à l'œil nu de la constellation moderne du Verseau[12].

Notes et références

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  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 (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) A. Feinstein et H. G. Marraco, « The photometric behavior of Be Stars », The Astronomical Journal, vol. 84,‎ , p. 1713–1725 (DOI 10.1086/112600 Accès libre, Bibcode 1979AJ.....84.1713F).
  3. 1 2 3 4 5 6 (en) J. Zorec et F. Royer, « Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities », Astronomy & Astrophysics, vol. 537,‎ , article no A120 (DOI 10.1051/0004-6361/201117691, Bibcode 2012A&A...537A.120Z, arXiv 1201.2052).
  4. 1 2 3 4 5 (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, lire en ligne).
  5. 1 2 (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 Accès libre, Bibcode 2002ApJ...573..359A).
  6. ↑ (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).
  7. 1 2 3 (en) * eps PsA -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  8. ↑ (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).
  9. 1 2 3 4 5 6 7 (en) Pierre Kervella, Frédéric Arenou et Frédéric Thévenin, « Stellar and substellar companions from Gaia EDR3. Proper-motion anomaly and resolved common proper-motion pairs », Astronomy & Astrophysics, vol. 657,‎ , article no A7 (DOI 10.1051/0004-6361/202142146 Accès libre, Bibcode 2022A&A...657A...7K, arXiv 2109.10912). Voir l'entrée dans le catalogue en ligne VizieR pour la masse et le rayon.
  10. 1 2 3 4 5 (en) Andreï Tokovinine, « HR 8628 », sur Multiple Star Catalog (MSC) (consulté le ).
  11. ↑ (en) J. Chauville et al., « High and intermediate-resolution spectroscopy of Be stars 4481 lines », Astronomy & Astrophysics, vol. 378,‎ , p. 8618–82 (DOI 10.1051/0004-6361:20011202 Accès libre, Bibcode 2001A&A...378..861C).
  12. ↑ (zh) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 7 日 « https://web.archive.org/web/20110521232711/http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060707.html »(Archive.org • Wikiwix • Google • Que faire ?), .

Liens externes

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