Omega Orionis
| Ascension droite | 05h 39m 11,145 80s[2] |
|---|---|
| Déclinaison | +04° 07′ 17,288 3″[2] |
| Constellation | Orion |
| Magnitude apparente | 4,36 à 4,59[3] |
Localisation dans la constellation : Orion   | |
| Type spectral | B3 Ve[4] |
|---|---|
| Indice U-B | −0,76[5] |
| Indice B-V | −0,11[5] |
| Indice R-I | −0,10[5] |
| Variabilité | γ Cas[3] |
| Vitesse radiale | +20,5 ± 0,9 km/s[6] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −0,210 mas/a[2] μδ = +0,436 mas/a[2] |
| Parallaxe | 1,976 1 ± 0,150 8 mas[2] |
| Distance | 506 ± 39 pc (∼1 650 al)[7] |
| Magnitude absolue | −3,39[8] |
| Masse | 7,0 ± 0,5 M☉[4] |
|---|---|
| Rayon | 5,9 R☉[9] |
| Gravité de surface (log g) | 3,59 ± 0,10[4] |
| Luminosité | 3 410 L☉[8] |
| Température | 19 000 ± 500 K[4] |
| Rotation | 179 ± 4 km/s[9] (1,37 jour[9]) |
| Âge | 43,6 Ma[4] |
Désignations
Omega Orionis (en abrégé ω Ori) est une étoile de la constellation d'Orion. Sa magnitude apparente varie entre 4,36 et 4,59, ce qui la rend visible à l'œil nu. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, l'étoile est distante d'environ ∼ 1 650 a.l. (∼ 506 pc) de la Terre[2]. Elle s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale de +20,5 km/s[6]. Elle est entourée par un nuage de poussières, formant une modeste nébuleuse par réflexion connue comme vdB 49, qui s'étend sur plus d'une année-lumière[10].
Omega Orionis est une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B3 Ve[4], la lettre « e » dans le suffixe indiquant qu'il s'agit d'une étoile Be qui présente des raies en émission dans son spectre. Elle est sept fois plus massive que le Soleil et on estime qu'elle est âgée de 43,6 millions d'années[4]. Le rayon de l'étoile est 5,9 fois plus grand que le rayon solaire[9], elle est plus de 3 400 fois plus lumineuse que le Soleil[8] et sa température de surface est de 19 000 K[4]. Elle apparaît être une étoile seule, ne possédant pas de compagnon connu même proche[11].
Omega Orionis montre une vitesse de rotation projetée de 179 km/s[9]. Cependant, sa vitesse de rotation à l'équateur est beaucoup plus élevée, pouvant atteindre 450 km/s, et on estime que l'étoile est inclinée de 24° par rapport à la vue de la Terre[10]. Il faut seulement 1,37 jour pour qu'elle complète une rotation sur elle-même[9], à comparer à la rotation moyenne de 27 jours du Soleil. Cette rotation rapide fait que l'étoile éjecte du matériel, créant un disque circumstellaire de gaz à l'origine de sa nature d'étoile Be. Parmi les étoiles de cette classe, Omega Orionis est la première pour laquelle un champ magnétique a été mesuré, celui-ci étant 1 000 fois plus fort que le champ magnétique terrestre[10]. Comme beaucoup d'étoiles Be, il s'agit d'une étoile variable, plus particulièrement de type Gamma Cassiopeiae, dont la magnitude apparente varie entre 4,36 et 4,59[3]. De petites variations dues à des pulsations non radiales ont également été observées, avec des périodes de 0,97 et de 2,19 jours[10].
Notes et références
[modifier | modifier le code]- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Omega Orionis » (voir la liste des auteurs).
- ↑ (en) L. A. Balona et al., « Short period line profile and light variations in the Be star ω Orionis », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 327, no 4, , p. 1288–1296 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2001.04831.x
, Bibcode 2001MNRAS.327.1288B)
- (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.
- (en) « VSX : Detail for ome Ori », sur The International Variable Star Index, AAVSO (consulté le )
- (en) R. S. Levenhagen et N. V. Leister, « Spectroscopic Analysis of Southern B and Be Stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 371, no 1, , p. 252–62 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.10655.x, Bibcode 2006MNRAS.371..252L, arXiv astro-ph/0606149)
- (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)
- (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)
- (en) * ome Ori -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (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)
- (en) C. Neiner et al., « An investigation of the magnetic properties of the classical Be star ω Ori by the MiMeS Collaboration », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 426, no 4, , p. 2738–2750 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2012.21833.x , Bibcode 2012MNRAS.426.2738N)
- (en) James B. Kaler, « Omega Orionis », sur Stars
- ↑ (en) D. J. Hutter et al., « Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. III. A Magnitude-limited Multiplicity Survey of Classical Be Stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 257, no 2, , article no 69 (DOI 10.3847/1538-4365/ac23cb, Bibcode 2021ApJS..257...69H, arXiv 2109.06839)
Liens externes
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- Ressource relative à l'astronomie :
