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22 Orionis

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Ne doit pas être confondu avec ο (Omicron) Orionis.

22 Orionis
o Orionis
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de 22 Orionis, adaptée de Balona et Engelbrecht (1985)[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 05h 21m 45,747 36s[2]
Déclinaison −00° 22′ 56,880 7″[2]
Constellation Orion
Magnitude apparente 4,74[3]

Localisation dans la constellation : Orion

(Voir situation dans la constellation : Orion)
Caractéristiques
Type spectral B2 IV-V[4],[5]
Indice U-B −0,79[3]
Indice B-V −0,16[3]
Indice R-I −0,18[5]
Astrométrie
Vitesse radiale +28,8 ± 2,0 km/s[6]
Mouvement propre μα = −0,077 mas/a[2]
μδ = +1,563 mas/a[2]
Parallaxe 2,858 7 ± 0,158 1 mas[2]
Distance 349,8 ± 19,3 pc (∼1 140 al)[7]
Magnitude absolue −2,98[8]
Caractéristiques physiques
Masse 9,0 M☉[9]
Gravité de surface (log g) 3,56[10]
Luminosité 741 L☉[11]
Température 19 953 K[11]
Métallicité [Fe/H] = −0,06[10]
Rotation 9 km/s[11]
Âge 18,5 Ma[9]
Orbite
Compagnon 22 Ori B[12]
Période (P) 293 j
Argument du périastre (ω) 234°
Époque du périastre (τ) 2 442 175 JJ
Demi-amplitude (K1) 4,1 km/s

Désignations

o Ori, 22 Ori, BD−00°930, FK5 1147, GC 6579, HD 35039, HIP 25044, HR 1765, NSV 16291, SAO 132028[7]

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22 Orionis (en abrégé 22 Ori) est une étoile binaire de la constellation d'Orion, située sur l'équateur céleste. Elle porte également la désignation de Bayer de o Orionis, 22 Orionis étant sa désignation de Flamsteed. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,74[3]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, le système est distant d'environ ∼ 1 140 a.l. (∼ 350 pc) de la Terre[2]. Il s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale d'environ +29 km/s[6].

22 Orionis est une binaire spectroscopique à raies simples avec une période orbitale de 293 jours et une excentricité de 0,15[12]. Sa composante visible est une étoile bleu-blanc de type spectral B2 IV-V[4],[5], avec la classe de luminosité « IV-V » indiquant que son spectre présente des traits mélangés entre ceux d'une étoile sur la séquence principale et ceux d'une sous-géante. Elle est suspectée d'être soit une variable de type Beta Cephei[13], soit une étoile de type B à pulsation lente[14]. On estime que l'étoile est neuf fois plus massive que le Soleil et qu'elle est âgée de 18,5 millions d'années[9]. Elle est 741 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 19 953 K[11].

Références

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  1. ↑ (en) L. A. Balona et C. A. Engelbrecht, « Photometry and frequency analysis of line profile variables », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 214, no 4,‎ , p. 559–574 (DOI 10.1093/mnras/214.4.559 Accès libre, Bibcode 1985MNRAS.214..559B)
  2. ↑ a b c d e et f (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.
  3. ↑ a b c et d (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)
  4. ↑ a et b (en) Gerard T. van Belle et Kaspar von Braun, « Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars », The Astrophysical Journal, vol. 694, no 2,‎ , p. 1085–1098 (DOI 10.1088/0004-637X/694/2/1085, Bibcode 2009ApJ...694.1085V, arXiv 0901.1206)
  5. ↑ a b et c (en) D. Hoffleit et W. H. Warren, « Bright Star Catalogue, 5e éd. », Catalogue de données en ligne VizieR : V/50. Publié à l'origine dans : 1964BS....C......0H, vol. 5050,‎ (Bibcode 1995yCat.5050....0H)
  6. ↑ a et b (en) Ralph Elmer Wilson, General Catalogue of Stellar Radial Velocities, Carnegie Institution of Washington, (Bibcode 1953GCRV..C......0W)
  7. ↑ a et b (en) * o Ori -- Spectroscopic Binary 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. ↑ a b et c (en) N. Tetzlaff, R. Neuhäuser et M. M. Hohle, « A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 410, no 1,‎ , p. 190–200 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, Bibcode 2011MNRAS.410..190T, arXiv 1007.4883, lire en ligne)
  10. ↑ a et b (en) Caroline Soubiran et al., « The PASTEL catalogue: 2016 version », Astronomy & Astrophysics, vol. 591,‎ , article no A118 (DOI 10.1051/0004-6361/201628497, Bibcode 2016A&A...591A.118S, arXiv 1605.07384)
  11. ↑ a b c et d (en) S. Simón-Díaz et al., « The IACOB project . III. New observational clues to understand macroturbulent broadening in massive O- and B-type stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 597,‎ , article no A22 (DOI 10.1051/0004-6361/201628541, Bibcode 2017A&A...597A..22S, arXiv 1608.05508)
  12. ↑ a et b (en) H. A. Abt et S. G. Levy, « Binaries among B2-B5 IV, V absorption and emission stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 36,‎ , p. 241–258 (DOI 10.1086/190498 Accès libre, Bibcode 1978ApJS...36..241A)
  13. ↑ (en) N. N . Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: NSV and supplement », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S)
  14. ↑ (en) M. A. Smith, « Nonradial m-mode changes in the 53 Persei variable 22 Orionis », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 42,‎ , p. 261–281 (DOI 10.1086/190651 Accès libre, Bibcode 1980ApJS...42..261S)

Liens externes

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