Epsilon Canis Minoris

ε Canis Minoris
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 07h 25m 38,899 68s[1]
Déclinaison +09° 16′ 33,925 5″[1]
Constellation Petit Chien
Magnitude apparente +5,002[2]

Localisation dans la constellation : Petit Chien

(Voir situation dans la constellation : Petit Chien)
Caractéristiques
Stade évolutif branche horizontale[3]
Type spectral G6 IIb[4]
Indice U-B +0,774[2]
Indice B-V +1,004[2]
Astrométrie
Vitesse radiale −7,15 ± 0,14 km/s[1]
Mouvement propre μα = −4,583 mas/a[1]
μδ = −8,414 mas/a[1]
Parallaxe 3,990 8 ± 0,081 1 mas[1]
Distance 250,58 ± 5,09 pc (∼817 al)[5]
Magnitude absolue −2,62[6]
Caractéristiques physiques
Masse 4,63 ± 0,17 M☉[3]
Rayon 45,51 ± 4,34 R☉[3]
Gravité de surface (log g) 1,81 ± 0,06[3]
Luminosité 1 087 ± 198 L☉[3]
Température 4 916 ± 70 K[3]
Métallicité [Fe/H] = −0,12 ± 0,10[3]
Rotation 8 km/s[7]
Âge 140 ± 10 Ma[3]

Désignations

ε CMi, 2 CMi, HD 58367, HIP 36041, HR 2828, BD+09°1643, GC 9908, SAO 115425[5]

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Epsilon Canis Minoris (en abrégé ε CMi) est une étoile géante de la constellation équatoriale du Petit Chien. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 5,00[2]. Relativement proche dans le ciel de Gomeisa (β CMi), elle forme avec celle-ci ainsi qu'avec γ CMi et η CMi un petit groupe visuel d'étoiles[8]. L'étoile présente une parallaxe annuelle de 3,99 mas mesurée par le satellite Gaia, ce qui permet d'en déduire qu'elle est distante d'environ ∼ 820 a.l. (∼ 251 pc) de la Terre[1]. Elle s'en rapproche à une vitesse radiale héliocentrique de −7 km/s[1].

Epsilon Canis Minoris est une étoile géante lumineuse jaune de type spectral G6 IIb[4]. Elle est très probablement (avec une probabilité de 99 %) sur la branche horizontale du diagramme de Hertzsprung-Russell, qui génère son énergie par la fusion de l'hélium dans son noyau. C'est une étoile à baryum, ce qui signifie que son spectre montre une surabondance en baryum par rapport aux autres étoiles de son type[9]. Cet enrichissement en éléments issus du processus s pourrait s'expliquer par un échange de matière avec un compagnon lorsqu'il était encore sur la branche asymptotique des géantes, et qui est depuis devenu une naine blanche difficile à détecter directement[10].

La composante visible est environ 4,6 fois plus massive que le Soleil et elle est âgée d'environ 140 millions d'années. Le rayon de l'étoile est autour de 45,5 fois plus grand que le rayon solaire, elle est près de 1 100 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 4 916 K[3].

Références

  1. ↑ a b c d e f g et h (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) P. A. Jennens et H. L. Helfer, « A new photometric metal abundance and luminosity calibration for field G and K giants », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 172, no 3,‎ , p. 667–679 (DOI 10.1093/mnras/172.3.667 Accès libre, Bibcode 1975MNRAS.172..667J).
  3. ↑ a b c d e f g h et i (en) Sabine Reffert et al., « Precise radial velocities of giant stars. VII. Occurrence rate of giant extrasolar planets as a function of mass and metallicity », Astronomy & Astrophysics, vol. 574,‎ , article no A116 (DOI 10.1051/0004-6361/201322360, Bibcode 2015A&A...574A.116R, arXiv 1412.4634). Les valeurs données dans cet article sont celles correspondant à une étoile sur la branche horizontale (probabilité de 99 %).
  4. ↑ a et b (en) Philip C. Keenan et Raymond C. McNeil, « The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 71,‎ , p. 245 (DOI 10.1086/191373, Bibcode 1989ApJS...71..245K).
  5. ↑ a et b (en) * eps CMi -- Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  6. ↑ (en) Yoichi Takeda, Bun'ei Sato et Daisuke Murata, « Stellar Parameters and Elemental Abundances of Late-G Giants », Publications of the Astronomical Society of Japan, vol. 60, no 4,‎ , p. 781–802 (DOI 10.1093/pasj/60.4.781, Bibcode 2008PASJ...60..781T, arXiv 0805.2434).
  7. ↑ (en) P. L. Bernacca et M. Perinotto, « A catalogue of stellar rotational velocities », Contributi Osservatorio Astronomico di Padova in Asiago, vol. 239, no 1,‎ (Bibcode 1970CoAsi.239....1B).
  8. ↑ (en) Bojan Kambič, Viewing the Constellations with Binoculars: 250+ Wonderful Sky Objects to See and Explore, Springer, (ISBN 978-0387853543, lire en ligne), p. 32
  9. ↑ (en) P. M. Williams, « Stellar compositions from narrow-band photometry - V. Barium abundances for 200 evolved stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 170, no 2,‎ , p. 343–362 (DOI 10.1093/mnras/170.2.343 Accès libre, Bibcode 1975MNRAS.170..343W).
  10. ↑ (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).

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