Pi Draconis — Wikipédia

π Draconis
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 19h 20m 40,093s[1]
Déclinaison +65° 42′ 52,31″[1]
Constellation Dragon
Magnitude apparente 4,59[2]

Localisation dans la constellation : Dragon

(Voir situation dans la constellation : Dragon)
Caractéristiques
Type spectral A2 IIIs[3],[4]
Indice U-B +0,06[2]
Indice B-V +0,02[2]
Astrométrie
Vitesse radiale −28,1 ± 1,1 km/s[5]
Mouvement propre μα = +15,09 mas/a[1]
μδ = +41,12 mas/a[1]
Parallaxe 14,25 ± 0,12 mas[1]
Distance 229 ± 2 al
(70,2 ± 0,6 pc)
Magnitude absolue +0,37[6]
Caractéristiques physiques
Masse 2,70 M☉[7]
Rayon 3,2 R☉[8]
Gravité de surface (log g) 3,80[9]
Luminosité 60 L☉[10]
Température 9 125 K[9]
Métallicité +0,42 [Fe/H][6]
Rotation 26 ± 1 km/s[3]
Âge 350 × 106 a[7]

Désignations

π Dra, 58 Dra, HR 7371, HD 182564, HIP 95081, BD+65°1345, FK5 3547, SAO 18299[11]

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Pi Draconis (π Draconis / π Dra) est une étoile de la constellation circumpolaire boréale du Dragon. Elle est visible à l’œil nu avec une magnitude apparente de 4,59[2]. Distante d'environ 229 années-lumière du Soleil, il s'agit d'une étoile géante blanche riche en métaux.

Environnement stellaire

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Pi Draconis présente une parallaxe annuelle de 14,25 mas mesurée par le satellite Hipparcos[1], ce qui signifie qu'elle est distante de ∼ 229 a.l. (∼ 70,2 pc) de la Terre. À cette distance, sa magnitude visuelle est diminuée de 0,063 ± 0,10 en raison du facteur d'extinction créé par la poussière interstellaire présente sur le trajet de sa lumière jusqu'à la Terre[12].

C'est une étoile solitaire, qui ne possède pas de compagnon connu[7],[4].

Propriétés

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Pi Draconis est une géante blanche de type spectral A2 IIIs[3],[4], âgée d'environ 350 millions d'années[7]. La lettre « s » présente dans son suffixe, derrière sa classe de luminosité d'étoile géante « III », indique que son spectre montre des raies d'absorption étroites (s pour sharp).

Il s'agit d'une étoile Am candidate[9], ce qui signifie que sa surface présente certaines particularités chimiques. Sa métallicité, c'est-à-dire son abondance des éléments plus lourds que l'hélium est environ 2,6 fois supérieure à celle du Soleil[6].

Pi Draconis a une taille angulaire mesurée de 0,427 ± 0,062 seconde d'arc[12]. Connaissant sa distance, cela donne à l'étoile un rayon qui est 3,2 fois supérieur à celui du Soleil[8]. Elle est 2,7 fois plus massive et 60 fois plus lumineuse que le Soleil[10]. Sa température de surface est de 9 125 K[9].

Références

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  1. ↑ a b c d e et f (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)
  2. ↑ a b c et d (en) H. L. Johnson et al., « UBVRIJKL photometry of the bright stars », Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 4, no 99,‎ (Bibcode 1966CoLPL...4...99J)
  3. ↑ a b et c (en) F. Royer et al., « Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i », Astronomy & Astrophysics, vol. 393,‎ , p. 897–911 (DOI 10.1051/0004-6361:20020943, Bibcode 2002A&A...393..897R, arXiv astro-ph/0205255)
  4. ↑ a b et c (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)
  5. ↑ (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)
  6. ↑ a b et c (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)
  7. ↑ a b c et d (en) R. J. De Rosa et al., « The VAST Survey - III. The multiplicity of A-type stars within 75 pc », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 437, no 2,‎ , p. 1216–1240 (DOI 10.1093/mnras/stt1932, Bibcode 2014MNRAS.437.1216D, arXiv 1311.7141)
  8. ↑ a et b (en) Kenneth R. Lang, Astrophysical formulae, vol. 1, Berlin, Birkhäuser, coll. « Astronomy & Astrophysics library », , 3e éd. (ISBN 3-540-29692-1, lire en ligne). Le rayon (R☉) est donné par la formule suivante :
  9. ↑ a b c et d (en) Kutluay Yüce et Saul J. Adelman, « Elemental Abundance Analyses with DAO Spectrograms. XXXIV. A Three-Dimensional Graphical Examination of the Elemental Abundances of the Mercury-Manganese and Metallic-Line Stars », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 126, no 938,‎ , p. 345 (DOI 10.1086/676335, Bibcode 2014PASP..126..345Y)
  10. ↑ a et b (en) I. McDonald, A. A. Zijlstra et M. L. Boyer, « Fundamental Parameters and Infrared Excesses of Hipparcos Stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 427, no 1,‎ , p. 343–57 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x, Bibcode 2012MNRAS.427..343M, arXiv 1208.2037)
  11. ↑ (en) * pi. Dra -- Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  12. ↑ 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)

Lien externe

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