Pi Canis Majoris

π Canis Majoris A / B
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite

06h 55m 37,43044s[1]

06h 55m 37,61832s[2]
Déclinaison

−20° 08′ 11,3889″[1]

−20° 08′ 00,0499″[2]
Constellation Grand Chien
Magnitude apparente +4,69[3] / 9,6[4]

Localisation dans la constellation : Grand Chien

(Voir situation dans la constellation : Grand Chien)
Caractéristiques
Type spectral F1,5 V[5]
Indice U-B +0,06[3]
Indice B-V +0,36[3]
Variabilité γ Dor[6]
Astrométrie
Vitesse radiale −1,44 ± 0,14 ou −37,9 ± 5,5 km/s[1],[7] / −2,30 ± 0,17 km/s[2]
Mouvement propre μα = +51,109 mas/a[1] / +42,806 mas/a[2]
μδ = +39,971 mas/a[1] / +40,934 mas/a[2]
Parallaxe 33,573 1 ± 0,095 2 mas[1] / 33,661 4 ± 0,016 3 mas[2]
Distance 29,786 ± 0,085 pc (∼97,2 al)[8] / 29,708 ± 0,014 pc (∼96,9 al)[9]
Magnitude absolue +2,06[10]
Caractéristiques physiques
Masse 1,32 M☉[11]
Gravité de surface (log g) 3,91[11]
Luminosité 9 L☉[12]
Température 6 863 ± 233 K[11]
Métallicité [Fe/H] = −0,18[5]
Rotation 91,7 ± 4,6 km/s[10]
Âge 763 Ma[11]

Désignations

π CMa, 19 CMa, HD 51199, HIP 33302, HR 2590, BD-19°1610, GC 9096, NSV 3285, SAO 172579, ADS 5602, WDS J06556 -2008[8]

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Pi Canis Majoris (en abrégé π CMa) est une étoile binaire[4] de la constellation australe du Grand Chien. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de +4,69[3]. D'après la mesure de leurs parallaxes annuelles par le satellite Gaia, les deux étoiles du système sont distantes d'environ ∼ 97 a.l. (∼ 29,7 pc) de la Terre[1],[2].

Sa composante primaire, désignée π CMa A, est une étoile jaune-blanc de la séquence principale de type spectral F1,5 V[5]. C'est une variable de type γ Doradus[6] avec une fréquence de 11,10 cycles par jour (soit 2,16 heures par cycle) et avec une amplitude de 0,0025 en magnitude seulement[13]. L'étoile est estimée être 1,32 fois plus massive que le Soleil et être âgée de 763 millions d'années[11]. Elle est neuf fois plus lumineuse que le Soleil[12] et sa température de surface est de 6 863 K[11]. Elle montre un fort excès d'émission dans l'infrarouge à une longueur d'onde de 24 μm et un plus faible excès à 70 μm, ce qui indique la présence d'un disque de débris d'une température estimée à 188 K, et en orbite à une distance de 6,7 ua de l'étoile hôte[14].

Son compagnon, π CMa B, est une étoile de magnitude 9,6 qui est située à une distance angulaire de 11,6 secondes d'arc de la primaire en date de 2008[4]. Leur séparation projetée est d'environ 339 ua[14].

Notes et références

  1. ↑ a b c d e f et g (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.
  2. ↑ a b c d e f et g (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) 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)
  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. ↑ a b et c (en) R. O. Gray et al., « Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spectroscopy of stars earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample », The Astronomical Journal, vol. 132, no 1,‎ , p. 161–170 (DOI 10.1086/504637, Bibcode 2006AJ....132..161G, arXiv astro-ph/0603770)
  6. ↑ a et b (en) « VSX : Detail for NSV 3285 », sur The International Variable Star Index, AAVSO (consulté le )
  7. ↑ (en) C. A. L. Bailer-Jones, « Close encounters of the stellar kind », Astronomy & Astrophysics, vol. 575,‎ , p. 13, article no A35 (DOI 10.1051/0004-6361/201425221, Bibcode 2015A&A...575A..35B, arXiv 1412.3648)
  8. ↑ a et b (en) * pi. CMa -- High Proper Motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  9. ↑ (en) * pi. CMa B -- High Proper Motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  10. ↑ a et b (en) Ansgar Reiners, « Rotation- and temperature-dependence of stellar latitudinal differential rotation », Astronomy & Astrophysics, vol. 446, no 1,‎ , p. 267–277 (DOI 10.1051/0004-6361:20053911, Bibcode 2006A&A...446..267R, arXiv astro-ph/0509399)
  11. ↑ a b c d e et f (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)
  12. ↑ 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)
  13. ↑ (en) Chris Koen et Laurent Eyer, « New periodic variables from the Hipparcos epoch photometry », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 331, no 1,‎ , p. 45–59 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2002.05150.x, Bibcode 2002MNRAS.331...45K, arXiv astro-ph/0112194)
  14. ↑ a et b (en) D. E. Trilling et al., « Debris disks in main-sequence binary systems », The Astrophysical Journal, vol. 658, no 2,‎ , p. 1264–1288 (DOI 10.1086/511668, Bibcode 2007ApJ...658.1289T, arXiv astro-ph/0612029)

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