Omicron Pegasi
| Ascension droite | 22h 41m 45,404 17s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | +29° 18′ 27,631 0″[1] |
| Constellation | Pégase |
| Magnitude apparente | 4,79[2] |
Localisation dans la constellation : Pégase   | |
| Type spectral | A1 IV[3] |
|---|---|
| Indice U-B | −0,01[2] |
| Indice B-V | −0,01[2] |
| Indice R-I | −0,02[2] |
| Vitesse radiale | +9,090 km/s[4] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −4,553 mas/a[1] μδ = −36,588 mas/a[1] |
| Parallaxe | 11,654 6 ± 0,170 8 mas[1] |
| Distance | 85,803 ± 1,257 pc (∼280 al)[5] |
| Magnitude absolue | −0,01[3] |
| Masse | 2,24 M☉[6] |
|---|---|
| Rayon | 3,37 ± 0,10 R☉[7] |
| Gravité de surface (log g) | 3,81 ± 0,04[7] |
| Luminosité | 85 ± 6 L☉[7] |
| Température | 9 600 ± 50 K[7] |
| Métallicité | [Fe/H] = +0,25 ± 0,09[7] |
| Rotation | 6,0 ± 0,2 km/s[3] |
| Âge | 184 Ma[6] |
Désignations
Omicron Pegasi (en abrégé ο Peg) est une étoile binaire présumée de la constellation de Pégase, située juste au sud d'Eta Pegasi. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,79[2]. Le système est distant d'environ 280 années-lumière de la Terre.
Environnement stellaire
[modifier | modifier le code]Omicron Pegasi est une binaire astrométrique présumée[8], ce qui signifie que l'étoile possède un compagnon invisible qui perturbe le mouvement mesuré au fil des années. Le compagnon est probablement beaucoup moins massif que l'étoile primaire[7].
Le système présente une parallaxe annuelle de 11,65 ± 0,17 mas mesurée par le satellite Gaia, ce qui indique qu'il est distant de 85,8 ± 1,3 pc (∼280 al) de la Terre[1]. Il s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale de +9,1 km/s[4].
Propriétés
[modifier | modifier le code]L'étoile primaire, la composante visible, est classée comme une sous-géante blanche de type spectral A1 IV[3], ce qui indique qu'elle est en train de cesser la fusion de l'hydrogène dans son noyau et de quitter la séquence principale. Elle tourne très lentement sur elle-même pour une étoile de type A, ne montrant qu'une vitesse de rotation projetée de 6 km/s. Son spectre présente ainsi des raies très étroites et bien nettes[3]. Certains éléments tels que le fer ont des abondances notablement supérieures aux abondances solaires, tandis que d'autres éléments, surtout les plus légers, ont des abondances proches de celle du Soleil[7]. Certaines études suggèrent que ce pourrait être une étoile Am[3].
On estime qu'Omicron Pegasi est 2,24 fois plus massive que le Soleil et qu'elle est âgée de 184 millions d'années[6]. Son rayon est 3,4 fois plus grand que le rayon solaire, elle est 85 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 9 600 K[7]. La présence ou non d'un champ magnétique à la surface de l'étoile est débattue dans la littérature scientifique. Les étoiles Am sont généralement connues pour ne pas posséder de champ magnétique significatif[9], mais depuis les années 1990, plusieurs études indiquent qu'Omicron Pegasi possèderait un champ d'une force inhabituelle de 1 à 2 kG[10]. Toutefois, une analyse spectroscopique détaillée de l'étoile dans l'infrarouge proche publiée en 2024 n'a pas permis de détecter de champ magnétique significatif[9].
Notes et références
[modifier | modifier le code]- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Omicron Pegasi » (voir la liste des auteurs).
- 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.
- 1 2 3 4 5 (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)
- 1 2 3 4 5 6 (en) David F. Gray, « Precise Rotation Rates for Five Slowly Rotating a Stars », The Astronomical Journal, vol. 147, no 4, , p. 13, article no 81 (DOI 10.1088/0004-6256/147/4/81
, Bibcode 2014AJ....147...81G) - 1 2 (en) C. Soubiran et al., « Gaia Data Release 2. The catalogue of radial velocity standard stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 616, , article no A7 (DOI 10.1051/0004-6361/201832795, Bibcode 2018A&A...616A...7S, arXiv 1804.09370)
- 1 2 (en) * omi Peg -- Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- 1 2 3 (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)
- 1 2 3 4 5 6 7 8 (en) A. M. Romanovskaya et al., « Non-LTE abundance analysis of A-B stars with low rotational velocities – II. Do A-B stars with normal abundances exist? », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 526, no 3, , p. 3386–3399 (DOI 10.1093/mnras/stad2862, Bibcode 2023MNRAS.526.3386R, arXiv 2309.08384)
- ↑ (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)
- 1 2 (en) O. Kochukhov et al., « A conclusive non-detection of magnetic field in the Am star o Peg with high-precision near-infrared spectroscopy », Astronomy & Astrophysics, vol. 689, , article no A36 (DOI 10.1051/0004-6361/202450543, Bibcode 2024A&A...689A..36K, arXiv 2405.12778)
- ↑ (en) Yoichi Takeda, « Surface magnetic field of the A-type metallic-line star omicron Pegasi revisited », Astronomische Nachrichten, vol. 344, no 3, (DOI 10.1002/asna.20220057
)
Liens externes
[modifier | modifier le code]- (en) Omicron Pegasi sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
