Iota Canis Majoris

ι Canis Majoris
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 06h 56m 08,224s[1]
Déclinaison −17° 03′ 15,27″[1]
Constellation Grand Chien
Magnitude apparente 4,36 à 4,40[2]

Localisation dans la constellation : Grand Chien

(Voir situation dans la constellation : Grand Chien)
Caractéristiques
Type spectral B3 Ib[3] ou B3 Ib/II[4]
Indice U-B −0,74[5]
Indice B-V −0,07[5]
Variabilité β Cep (controversé)[6]
Astrométrie
Vitesse radiale +41,2 ± 1,6 km/s[7]
Mouvement propre μα = −3,56 mas/a[1]
μδ = +2,42 mas/a[1]
Parallaxe 1,30 ± 0,20 mas[1]
Distance ~2 500 al
(~800 pc)
Magnitude absolue −5,51[8]
Caractéristiques physiques
Masse 12,5 ± 1,2 M☉[9]
Rayon 25,9 R☉[8]
Gravité de surface (log g) 2,60[10]
Luminosité 47 000 L☉[8]
Température 17 000 K[10]
Métallicité [Fe/H] = −0,17[11]
Rotation 27 ± 4 km/s[10]
Âge 15,8 ± 0,4 Ma[9]

Désignations

ι CMa, 20 CMa, HD 51309, HIP 33347, HR 2596, BD-16°1661, FK5 2536, GC 9107, SAO 152126[12]

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Iota Canis Majoris (en abrégé ι CMa) est une étoile supergéante et variable de quatrième magnitude de la constellation australe du Grand Chien. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Hipparcos, elle est distante d'approximativement ∼ 2 500 a.l. (∼ 766 pc) de la Terre[1]. Elle s'en éloigne à une vitesse radiale héliocentrique de +41 km/s[7].

Iota Canis Majoris est une supergéante bleue massive de type spectral B3 Ib[3]. Elle a été classée comme une étoile variable de type Beta Cephei[2], mais sa classe de luminosité de supergéante ainsi que sa période, qui est de plus d'un jour, remettent en cause cette classification[6]. Sa magnitude apparente varie entre +4,36 et +4,40 selon une période de 1,4 jour[2]. L'étoile est âgée de près de 16 millions d'années et elle est autour de 12,5 fois plus massive que le Soleil[9]. Elle tourne sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 27 km/s[10]. Le rayon de l'étoile est environ 26 fois plus grand que le rayon solaire[8], elle est 47 000 fois plus lumineuse que le Soleil[8] et sa température de surface est de 17 000 K[10].

Iota Canis Majoris montre un arc de choc, créé par l'interaction qu'elle exerce avec le milieu interstellaire, mais cette nébulosité n'est pas alignée avec le mouvement de l'étoile dans la Galaxie[13].

Notes et références

  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 et c (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 )
  3. ↑ a et b (en) R. K. Prinja et D. L. Massa, « Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds », Astronomy & Astrophysics, vol. 521,‎ , article no L55 (ISSN 0004-6361, DOI 10.1051/0004-6361/201015252, Bibcode 2010A&A...521L..55P, arXiv 1007.2744)
  4. ↑ (en) Nancy Houk et M. Smith-Moore, Michigan Catalogue of Two-dimensional Spectral Types for the HD Stars : Declinations -26° to -12°, vol. 4, Ann Arbor, Michigan, États-Unis, Département d'astronomie de l'université du Michigan, , 14+505 (Bibcode 1988mcts.book.....H)
  5. ↑ a et b (en) J.-C. Mermilliod, « Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished) », Catalogue of Eggen's UBV data, SIMBAD,‎ (Bibcode 1986EgUBV........0M)
  6. ↑ a et b (en) Anamarija Stankov et Gerald Handler, « Catalog of Galactic β Cephei Stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 158, no 2,‎ , p. 193–216 (ISSN 0067-0049, DOI 10.1086/429408, Bibcode 2005ApJS..158..193S, arXiv astro-ph/0506495)
  7. ↑ a et b (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. ↑ a b c d et e (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 (DOI 10.1093/mnras/214.4.559 Accès libre, Bibcode 1985MNRAS.214..559B)
  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)
  10. ↑ a b c d et e (en) K. Lefever et al., « Spectroscopic determination of the fundamental parameters of 66 B-type stars in the field-of-view of the CoRoT satellite », Astronomy & Astrophysics, vol. 515,‎ , article no A74 (DOI 10.1051/0004-6361/200911956, Bibcode 2010A&A...515A..74L, arXiv 0910.2851)
  11. ↑ (en) Douglas R. Gies et David L. Lambert, « Carbon, nitrogen, and oxygen abundances in early B-type stars », The Astrophysical Journal, vol. 387,‎ , p. 673 (DOI 10.1086/171116 Accès libre, Bibcode 1992ApJ...387..673G)
  12. ↑ (en) * iot CMa -- Blue Supergiant sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  13. ↑ (en) J. Bodensteiner et al., « Infrared nebulae around bright massive stars as indicators for binary interactions », Astronomy & Astrophysics, vol. 618,‎ , p. 13, article no A110 (DOI 10.1051/0004-6361/201832722, Bibcode 2018A&A...618A.110B, arXiv 1806.01294)

Lien externe

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