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Pi Piscis Austrini

étoile variable de la constellation du Poisson austral

Pi Piscis Austrini (en abrégé π PsA) est une étoile binaire de la constellation du Poisson austral. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente d'environ 5,1[2]. Le système présente une parallaxe annuelle de 34,39 mas mesurée par le satellite Gaia, ce qui indique qu'il est distant de ∼ 94,9 a.l. (∼ 29,1 pc) de la Terre[1]. Il se rapproche du Système solaire à une vitesse radiale de −6 km/s[6].

π Piscis Austrini
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de Pi Piscis Austrini, obtenue à partir des données du télescope spatial TESS.
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 23h 03m 29,815 46s[1]
Déclinaison −34° 44′ 57,895 5″[1]
Constellation Poisson austral
Magnitude apparente 5,10 à 5,12[2]

Localisation dans la constellation : Poisson austral

(Voir situation dans la constellation : Poisson austral)
Caractéristiques
Type spectral F1 V Fe-0,8[3]
Indice U-B 0,00[4]
Indice B-V +0,29[4]
Variabilité γ Dor[2],[5]
Astrométrie
Vitesse radiale −5,97 ± 0,11 km/s[6]
Mouvement propre μα = +73,680 mas/a[1]
μδ = +84,402 mas/a[1]
Parallaxe 34,387 1 ± 0,123 1 mas[1]
Distance 29,081 ± 0,104 pc (∼94,9 al)[7]
Magnitude absolue +2,78[8]
Caractéristiques physiques
Masse 1,51 M☉[9]
Rayon 1,64+0,11
−0,08 R☉[10]
Gravité de surface (log g) 4,30 ± 0,14[9]
Luminosité 5,85 ± 0,04 L☉[10]
Température 7 440 ± 110 K[5]
Métallicité [Fe/H] = +0,12[8]
Âge 474 Ma[9]
Orbite
Demi-grand axe (a) ≥ 0,296 ua[6]
Excentricité (e) 0,528 6 ± 0,004 1[6]
Période (P) 178,317 7 ± 0,003 8 j[6]
Argument du périastre (ω) 2,62 ± 0,81°[6]
Époque du périastre (τ) 2 435 319,73 ± 0,25 JJ[6]
Demi-amplitude (K1) 21,28 ± 0,16 km/s[6]

Désignations

π PsA, HD 217792, HIP 113860, HR 8767, CD−35 15630, CPD−35 9350, FK5 1601, GJ 886.2, GJ 9807, SAO 214275[7]

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Description

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Pi Piscis Austrini est une binaire spectroscopique à raies simples avec une période orbitale de 178,3 jours et une excentricité de 0,53[6]. Sa composante visible est une étoile jaune-blanc de la séquence principale de type spectral F1 V Fe-0,8[3], avec la notation « Fe-0,8 » qui indique que son spectre montre une sous-abondance en fer. On estime que l'étoile est 1,5 fois plus massive que le Soleil et qu'elle est âgée de 474 millions d'années[9]. Son rayon est 1,6 fois plus grand que le rayon solaire[10], elle est 5,85 fois plus lumineuse que le Soleil[10] et sa température de surface est de 7 440 K[5].

Pi Piscis Austrini montre une excès d'émission dans l'infrarouge, suggérant la présence d'un disque de débris en orbite à un rayon de 23 ua de l'étoile et d'une température moyenne de 90 K[11]. Le système apparaît être une source importante d'émissions de rayons X[12].

Variabilité

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Koen et Eyer (2002), en analysant les données photométriques du satellite Hipparcos, montrent que la magnitude de Pi Piscis Austrini varie légèrement sur une période de 1,060 39 jour[13]. L'International Variable Star Index de l'AAVSO la répertorie comme une variable de type Gamma Doradus dont la magnitude apparente varie entre 5,10 et 5,12[2]. Le télescope spatial TESS confirme que l'étoile est bien une variable de type Gamma Doradus, avec au moins six fréquences de variations différentes détectées. De plus, la courbe de lumière montre une éruption, mais il n'est pas possible de déterminer si elle est due au compagnon en orbite ou à une étoile en arrière plan du système[5].

Avant l'avènement des relevés photométriques précis et systématiques, il y a eu un débat abondant dans la littérature scientifique sur le fait de savoir si Pi Piscis Austrini était une étoile variable, et si elle est variable, quel type d'étoile variable il s'agissait. En 1965, elle est d'abord désignée comme une variable céphéide classique avec une luminosité en bande visible (V) qui varie de 0,3 magnitude sur une période de 7,975 jours[14]. Mais dans la décennie suivante, deux études séparées de Michel Petit et de E. Janot-Pacheco n'avaient pas permis de détecter de changement dans la magnitude de l'étoile[15],[14], ce que suit toujours le General Catalogue of Variable Stars en classant l'étoile comme étant constante[16]. Axel Thomas, publiant un article dans le journal de l'AAVSO en 1991, a quant à lui rapporté que l'étoile serait une variable semi-régulière dont la luminosité varierait avec une amplitude de 0,7 magnitude dans la bande V sur une période de 8,625 jours[17].

Notes et références

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  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) « VSX : Detail for pi PsA », sur The International Variable Star Index, AAVSO (consulté le ).
  3. 1 2 (en) R. O. Gray et al., « Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spectroscopy of stars earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample », The Astronomical Journal, vol. 132, no 1,‎ , p. 161–170 (DOI 10.1086/504637, Bibcode 2006AJ....132..161G, arXiv astro-ph/0603770).
  4. 1 2 (en) A. W. J. Cousins, « UBV Photometry of Some Southern Stars (Second List) », Monthly Notes of the Astron. Soc. Southern Africa, vol. 32,‎ , p. 11 (Bibcode 1973MNSSA..32...11C).
  5. 1 2 3 4 (en) V. Antoci et al., « The first view of δ Scuti and γ Doradus stars with the TESS mission », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 490, no 3,‎ , p. 4040–4059 (DOI 10.1093/mnras/stz2787, Bibcode 2019MNRAS.490.4040A, arXiv 1909.12018).
  6. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 (en) B. W. Bopp et al., « Orbital elements of six spectroscopic binary stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 147, no 4,‎ , p. 355–366 (DOI 10.1093/mnras/147.4.355 Accès libre, Bibcode 1970MNRAS.147..355B).
  7. 1 2 (en) * pi. PsA -- Cepheid Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  8. 1 2 (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 (en) Trevor J. David et Lynne A. Hillenbrand, « The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets », The Astrophysical Journal, vol. 804, no 2,‎ , p. 146 (DOI 10.1088/0004-637X/804/2/146, Bibcode 2015ApJ...804..146D, arXiv 1501.03154, lire en ligne).
  10. 1 2 3 4 (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). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
  11. ↑ (en) Tara H. Cotten et Inseok Song, « A Comprehensive Census of Nearby Infrared Excess Stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 225, no 1,‎ , article no 15 (DOI 10.3847/0067-0049/225/1/15, Bibcode 2016ApJS..225...15C, arXiv 1606.01134).
  12. ↑ (en) Christian Bernt Haakonsen et Robert E. Rutledge, « XID II: Statistical Cross-Association of ROSAT Bright Source Catalog X-ray Sources with 2MASS Point Source Catalog Near-Infrared Sources », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 184, no 1,‎ , p. 138–151 (DOI 10.1088/0067-0049/184/1/138, Bibcode 2009ApJS..184..138H, arXiv 0910.3229).
  13. ↑ (en) Chris Koen et Laurent Eyer, « New periodic variables from the Hipparcos epoch photometry », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 331, no 1,‎ , p. 45–59 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2002.05150.x, Bibcode 2002MNRAS.331...45K, arXiv astro-ph/0112194).
  14. 1 2 (en) E. Janot-Pacheco, « On the cepheid nature of pi PsA », Astronomy & Astrophysics, vol. 34,‎ , p. 325–326 (Bibcode 1974A&A....34..325J).
  15. ↑ Michel Petit, « Pi PsA », Information Bulletin on Variable Stars, vol. 695, no 2,‎ (Bibcode 1972IBVS..695....2P, lire en ligne).
  16. ↑ (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, consulté le ).
  17. ↑ (en) Axel Thomas, « Π PsA - Who Are You? », The Journal of the American Association of Variable Star Observers, vol. 20, no 1,‎ , p. 23–24 (Bibcode 1991JAVSO..20...23T).

Liens externes

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