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Psi Phoenicis

étoile géante rouge et variable de la constellation du Phénix

Psi Phoenicis (en abrégé ψ Phe) est une étoile variable de la constellation australe du Phénix. Sa magnitude apparente varie entre 4,3 et 4,5 sur une période d'environ 30 jours, si bien qu'elle est toujours visible à l'œil nu. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Hipparcos, l'étoile est située à environ ∼ 342 a.l. (∼ 105 pc) de la Terre[2].

ψ Phoenicis
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de Psi Phoenicis, obtenue à partir des données du satellite Hipparcos[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 01h 53m 38,741s[2]
Déclinaison −46° 18′ 09,60″[2]
Constellation Phénix
Magnitude apparente 4,3 à 4,5[3]

Localisation dans la constellation : Phénix

(Voir situation dans la constellation : Phénix)
Caractéristiques
Stade évolutif AGB[4]
Type spectral M4III[5]
Indice U-B +1,71[6]
Indice B-V +1,59[6]
Variabilité SR[3]
Astrométrie
Vitesse radiale +2,9 ± 1,5 km/s[7]
Mouvement propre μα = −93,16 mas/a[2]
μδ = −91,17 mas/a[2]
Parallaxe 9,54 ± 0,19 mas[2]
Distance 342 ± 7 al
(105 ± 2 pc)
Magnitude absolue −0,71[8]
Caractéristiques physiques
Masse 1,3 ± 0,2 M☉[9]
Rayon 86 ± 3 R☉[9]
Gravité de surface (log g) 0,68+0,10
−0,11[9]
Luminosité 1 050+150
−140 L☉[9]
Température 3 586 K[10]
Métallicité [Fe/H] = −1,24 ± 0,39[11]
Rotation 3,9 ± 0,9 km/s[12]
Âge 4,9 Ga[10]

Désignations

ψ Phe, HD 11695, HIP 8837, HR 555, CD−46 552, CPD−46 195, FK5 67, GC 2303, SAO 215696[13]

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Psi Phoenicis est une étoile géante rouge de type spectral M4III[5]. Elle est située sur la branche asymptotique des géantes (AGB) du diagramme H-R[4], ce qui indique qu'il s'agit d'une étoile qui est dans les derniers stades d'évolution avant de devenir une naine blanche. En 1973, l'astronome Olin J. Eggen découvre qu'il s'agit d'une étoile variable, dont la magnitude varie entre 4,3 et 4,5 sur une période approximative de 30 jours[14]. Une étude plus récente identifie quant à elle deux possibles périodes de 43,7 et de 48,1 jours, avec des amplitudes de 0,038 et de 0,023 magnitudes, respectivement[15]. L'étoile est classée comme une variable semi-régulière[3].

En 2001, Psi Phoenicis est observée par l'instrument de test VINCI de l'interféromètre du VLTI. Ces observations, combinées à des modèles d'atmosphère stellaire, ont détecté l'effet d'assombrissement centre-bord du disque stellaire et ont permis de déterminer que le diamètre angulaire est de 8,13 ± 0,2 mas, ce qui correspond à un rayon stellaire de 86 ± 3 R☉. À partir du rayon et en estimant une température effective de 3,550 K, il est possible de calculer que l'étoile est autour de 1 050 fois plus lumineuse que le Soleil[9]. Une étude de 2008 a réanalysé les données interférométriques en les couplant à un nouveau modèle atmosphérique, et a déterminé un diamètre de 10,15 ± 0,15 mas ainsi qu'un rayon de 85 ± 1,6 R☉[16].

Parce que l'on connaît à la fois sa distance, son rayon et sa luminosité directement, Psi Phoenicis a été incluse dans une liste de 34 étoiles dites « bien caractérisées » et utilisées dans un programme pour calibrer les mesures du satellite Gaia. Ce programme a également réalisé la première mesure de la métallicité de l'étoile, montrant qu'il s'agit en fait d'une étoile pauvre en métaux, avec une abondance en fer qui ne vaut que 5 % l'abondance solaire de cet élément ([Fe/H] = −1,24 ± 0,39). Cette valeur présente une incertitude élevée en raison des difficultés à modéliser le spectre des étoiles froides, qui présentent de fortes raies moléculaires en absorption. Le stade d'évolution ainsi que la métallicité mal contrainte résultent en une masse de l'étoile assez incertaine de 1,0 ± 0,4 M☉[11],[17]. Si l'on suppose que sa métallicité serait en réalité plus proche de celle du Soleil, alors une masse de 1,3 ± 0,2 M☉ est dérivée[9].

Psi Phoenicis est considérée comme étant une étoile solitaire, qui ne possède pas de compagnon connu[9],[18]. Par le passé, elle a été suspectée d'être une binaire spectroscopique, y compris dans le catalogue Hipparcos, en se basant sur des observations spectroscopiques de 1919 qui montraient une possible vitesse radiale variable. Toutefois, des observations plus récentes ont montré que sa vitesse radiale est constante[9].

Notes et références

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  1. ↑ (en) « /ftp/cats/more/HIP/cdroms/cats », sur cdsarc.cds.unistra.fr, Centre de Données astronomiques de Strasbourg (consulté le ).
  2. 1 2 3 4 5 6 (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, lire en ligne).
  3. 1 2 3 (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 ).
  4. 1 2 (en) Olin J. Eggen, « Asymptotic giant branch stars near the sun », The Astronomical Journal, vol. 104, no 1,‎ , p. 275–313 (DOI 10.1086/116239 Accès libre, Bibcode 1992AJ....104..275E).
  5. 1 2 (en) Philip C. Keenan et Raymond C. McNeil, « The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 71,‎ , p. 245 (DOI 10.1086/191373 Accès libre, Bibcode 1989ApJS...71..245K).
  6. 1 2 (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).
  7. ↑ (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).
  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 8 (en) M. Wittkowski, J. P. Aufdenberg et P. Kervella, « Tests of stellar model atmospheres by optical interferometry. VLTI/VINCI limb-darkening measurements of the M4 giant ψ Phe », Astronomy & Astrophysics, vol. 413, no 2,‎ , p. 711–723 (DOI 10.1051/0004-6361:20034149, Bibcode 2004A&A...413..711W, arXiv astro-ph/0310128).
  10. 1 2 (en) R. Schonrich et M. Bergemann, « Fundamental stellar parameters and metallicities from Bayesian spectroscopy: Application to low- and high-resolution spectra », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 443, no 1,‎ , p. 698 (DOI 10.1093/mnras/stu1072, Bibcode 2014MNRAS.443..698S, arXiv 1311.5558)
  11. 1 2 (en) P. Jofré et al., « Gaia FGK benchmark stars: Metallicity », Astronomy & Astrophysics, vol. 564,‎ , article no A133 (DOI 10.1051/0004-6361/201322440, Bibcode 2014A&A...564A.133J, arXiv 1309.1099).
  12. ↑ (en) R. K. Zamanov et al., « Rotational velocities of the giants in symbiotic stars - III. Evidence of fast rotation in S-type symbiotics », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 390, no 1,‎ , p. 377–382 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13751.x, Bibcode 2008MNRAS.390..377Z, arXiv 0807.3817).
  13. ↑ (en) * psi Phe -- Long-Period Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  14. ↑ (en) O. J. Eggen, « The classification of intrinsic variables. IV. Very-small-amplitude, very-short-period red variables », The Astrophysical Journal, vol. 184,‎ , p. 793 (DOI 10.1086/152371 Accès libre, Bibcode 1973ApJ...184..793E).
  15. ↑ (en) V. Tabur et al., « Long-term photometry and periods for 261 nearby pulsating M giants », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 400, no 4,‎ , p. 1945–1961 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2009.15588.x, Bibcode 2009MNRAS.400.1945T, arXiv 0908.3228).
  16. ↑ (en) Hilding R. Neilson et John B. Lester, « Determining parameters of cool giant stars by modeling spectrophotometric and interferometric observations using the SAtlas program », Astronomy & Astrophysics, vol. 490, no 2,‎ , p. 807–810 (DOI 10.1051/0004-6361:200810627, Bibcode 2008A&A...490..807N, arXiv 0809.1875).
  17. ↑ (en) U. Heiter et al., « Gaia FGK benchmark stars: Effective temperatures and surface gravities », Astronomy & Astrophysics, vol. 582,‎ , article no A49 (DOI 10.1051/0004-6361/201526319, Bibcode 2015A&A...582A..49H, arXiv 1506.06095).
  18. ↑ (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).

Liens externes

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