Omega Aurigae

ω Aurigae A
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 04h 59m 15,40936s[1]
Déclinaison +37° 53′ 24,8812″[1]
Constellation Cocher
Magnitude apparente 4,95[2]

Localisation dans la constellation : Cocher

(Voir situation dans la constellation : Cocher)
Caractéristiques
Type spectral A1 V[3]
Indice U-B +0,01[2]
Indice B-V +0,05[2]
Indice R-I +0,03[4]
Astrométrie
Vitesse radiale +7,7 ± 2,5 km/s[5]
Mouvement propre μα = +45,340 mas/a[1]
μδ = −97,647 mas/a[1]
Parallaxe 20,239 9 ± 0,107 7 mas[1]
Distance 49,407 ± 0,263 pc (∼161 al)[6]
Magnitude absolue +1,34[7]
Caractéristiques physiques
Masse 2,29 ± 0,04 M☉[8]
Rayon 2,0 R☉[9]
Gravité de surface (log g) 4,33[3]
Luminosité 27 L☉[7]
Température 9 230 K[3]
Métallicité [Fe/H] = −0,12[3]
Rotation 107 km/s[10]
Âge 317 × 106 a[11]

Désignations

ω Aur, 4 Aur, HR 1592, HD 31647, HIP 23179, BD+37°1005, SAO 57548, ADS 3572 A, WDS J04593 +3753A[6]

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Omega Aurigae (ω Aurigae / ω Aur) est une étoile binaire[12] de la constellation boréale du Cocher. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,95[2]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, le système est distant d'environ ∼ 161 a.l. (∼ 49,4 pc) de la Terre[1]. Il est membre du groupe mouvant de la Colombe, une association d'étoiles qui partagent un mouvement commun à travers l'espace et une origine commune[13].

La composante primaire, désignée Omega Aurigae A, est une étoile blanche de la séquence principale de type spectral A1 V[3]. Son âge a été estimé à 317 millions d'années[11] et elle est 2,3 fois plus massive que le Soleil[8]. L'étoile tourne rapidement sur elle-même, montrant une vitesse de rotation projetée de 107 km/s[10]. Son rayon est deux fois plus grand que le rayon solaire[9], elle est 27 fois plus lumineuse que le Soleil[7] et sa température de surface est de 9 230 K[3]. L'étoile montre un excès d'émission dans l'infrarouge, suggérant la présence d'un disque de débris en orbite. Sa température est estimée à 20 K et il orbite à une distance moyenne de 932,4 ua[9].

La composante secondaire, Omega Aurigae B, est une étoile de magnitude 8,18 localisée à une distance angulaire de 4,99 secondes d'arc de l'étoile primaire[12]. Le système est une source de rayons X d'une luminosité de 16,57 × 1029 ergs s-1[14].

Notes et références

  • (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Omega Aurigae » (voir la liste des auteurs).
  1. ↑ a b c d e et f (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 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 c d e et f (en) G. M. Hill, « Compositional differences among the A-type stars. 2: Spectrum synthesis up to 'v sin i = 110 km/s », Astronomy & Astrophysics, vol. 294, no 2,‎ , p. 536–546 (Bibcode 1995A&A...294..536H)
  4. ↑ (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)
  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 et b (en) * ome Aur -- High Proper Motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  7. ↑ 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)
  8. ↑ a et b (en) J. Zorec et F. Royer, « Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities », Astronomy & Astrophysics, vol. 537,‎ , article no A120 (DOI 10.1051/0004-6361/201117691, Bibcode 2012A&A...537A.120Z, arXiv 1201.2052)
  9. ↑ a b et c (en) Tara H. Cotten et Inseok Song, « A Comprehensive Census of Nearby Infrared Excess Stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 225, no 1,‎ , p. 24, article no 15 (DOI 10.3847/0067-0049/225/1/15, Bibcode 2016ApJS..225...15C, arXiv 1606.01134)
  10. ↑ a et b (en) F. Royer, J. Zorec et A. E. Gómez, « Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions », Astronomy & Astrophysics, vol. 463, no 2,‎ , p. 671-682 (DOI 10.1051/0004-6361:20065224, Bibcode 2007A&A...463..671R, arXiv astro-ph/0610785)
  11. ↑ a et b (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) 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)
  13. ↑ (en) P. Elliott et al., « Search for associations containing young stars (SACY). VII. New stellar and substellar candidate members in the young associations », Astronomy & Astrophysics, vol. 590,‎ , p. 28, article no A13 (DOI 10.1051/0004-6361/201628253, Bibcode 2016A&A...590A..13E, arXiv 1604.03550)
  14. ↑ (en) Valeri V. Makarov, « The 100 Brightest X-Ray Stars within 50 Parsecs of the Sun », The Astronomical Journal, vol. 126, no 4,‎ , p. 1996–2008 (DOI 10.1086/378164, Bibcode 2003AJ....126.1996M)

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