Tau Piscis Austrini

τ Piscis Austrini
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 22h 10m 08,780 19s[1]
Déclinaison −32° 32′ 54,270 3″[1]
Constellation Poisson austral
Magnitude apparente +4,945[2]

Localisation dans la constellation : Poisson austral

(Voir situation dans la constellation : Poisson austral)
Caractéristiques
Stade évolutif séquence principale[1]
Type spectral F6 V[3]
Indice U-B +0,031[2]
Indice B-V +0,488[2]
Astrométrie
Vitesse radiale −15,902 km/s[4]
Mouvement propre μα = +428,832 mas/a[1]
μδ = +13,475 mas/a[1]
Parallaxe 54,177 3 ± 0,094 0 mas[1]
Distance 18,458 ± 0,032 0 pc (∼60,2 al)[5]
Magnitude absolue +3,58[6]
Caractéristiques physiques
Masse 1,34 ± 0,13 M☉[7]
Rayon 1,45 ± 0,04 R☉[7]
Gravité de surface (log g) 4,11[8]
Luminosité 2,82 ± 0,09 L☉[7]
Température 6 324 K[6]
Métallicité [Fe/H] = −0,01[8]
Rotation 14,1 ± 0,7 km/s[6]
Âge 1,3 Ga[9]

Désignations

τ PsA, 15 PsA, HD 210302, HIP 109422, HR 8447, CD-33 15941, CPD-33 6227, GJ 849.1, GJ 9770, LTT 8891, SAO 213602[5]

Tau Piscis Austrini (en abrégé τ PsA) est une étoile de la constellation du Poisson austral. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,95[2]. L'étoile présente une parallaxe annuelle de 54,18 mas mesurée par le satellite Gaia, ce qui indique qu'elle est distante de ∼ 60,2 a.l. (∼ 18,5 pc) de la Terre[1]. Elle se rapproche du Système solaire à une vitesse radiale de −15,9 km/s[4].

Propriétés

Tau Piscis Austrini est une étoile jaune-blanc de la séquence principale de type spectral F6 V[3]. Elle est environ 1,3 fois plus massive que le Soleil[7] et on estime qu'elle est âgée de 1,3 milliard d'années[9]. L'étoile tourne sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 14 km/s[6] et elle montre un faible niveau d'activité[3],[10]. Son rayon est 1,45 fois plus grand que le rayon solaire[7], elle est 2,8 fois plus lumineuse que le Soleil[7] et sa température de surface est de 6 324 K[6].

Tau Piscis Austrini pourrait héberger un disque de débris en orbite. En effet, l'étoile montrait un excès d'émission dans l'infrarouge proche, qui s'est cependant atténué au fil des observations qui ont suivi[11].

Nomenclature

τ Piscis Austrini, romanisé Tau Piscis Austrini, est la désignation de Bayer de l'étoile. Elle porte également la désignation de Flamsteed de 15 Piscis Austrini[5].

En astronomie chinoise traditionnelle, elle fait partie de l'astérisme de Tianqian (en chinois 天錢, Tiān Qián), représentant de la « Monnaie Céleste ». Il comprend, outre τ Piscis Austrini elle-même, 13 PsA, θ PsA, ι PsA et μ PsA[12].

Notes et références

  1. (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. (en) Adelina Gutierrez-Moreno et al., A System of photometric standards, Publicaciones Universidad de Chile, Department de Astronomy, , 17 p. (Bibcode 1966PDAUC...1....1G).
  3. (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).
  4. (en) C. Soubiran et al., « Gaia Data Release 2. The catalogue of radial velocity standard stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , p. 8, article no A7 (DOI 10.1051/0004-6361/201832795, Bibcode 2018A&A...616A...7S, arXiv 1804.09370).
  5. (en) * tau PsA -- High Proper Motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  6. (en) Matthias Ammler-von Eiff et Ansgar Reiners, « New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars? », Astronomy & Astrophysics, vol. 542,‎ , article no A116 (DOI 10.1051/0004-6361/201118724, Bibcode 2012A&A...542A.116A, arXiv 1204.2459).
  7. (en) H. Bruntt et al., « Accurate fundamental parameters for 23 bright solar-type stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 405, no 3,‎ , p. 1907–1923 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.16575.x Accès libre, Bibcode 2010MNRAS.405.1907B, arXiv 1002.4268).
  8. (en) J. Maldonado et al., « Searching for signatures of planet formation in stars with circumstellar debris discs », Astronomy & Astrophysics, vol. 579,‎ , p. 41, article no A20 (DOI 10.1051/0004-6361/201525764, Bibcode 2015A&A...579A..20M, arXiv 1502.07100).
  9. (en) J. Holmberg, B. Nordström et J. Andersen, « The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics », Astronomy & Astrophysics, vol. 501, no 3,‎ , p. 941–947 (DOI 10.1051/0004-6361/200811191, Bibcode 2009A&A...501..941H, arXiv 0811.3982).
  10. ↑ (en) N. Meunier, A.-M. Lagrange et K. De Bondt, « Comparison of different exoplanet mass detection limit methods using a sample of main-sequence intermediate-type stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 545,‎ , p. 16, article no A87 (DOI 10.1051/0004-6361/201219163, Bibcode 2012A&A...545A..87M, arXiv 1207.4329).
  11. ↑ (en) S. Ertel et al., « A near-infrared interferometric survey of debris-disc stars. V. PIONIER search for variability », Astronomy & Astrophysics, vol. 595,‎ , p. 6, article no A44 (DOI 10.1051/0004-6361/201527721, Bibcode 2016A&A...595A..44E, arXiv 1608.05731).
  12. ↑ (zh) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 5 日 « https://web.archive.org/web/20110521232620/http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060705.html »(Archive.org • Wikiwix • Google • Que faire ?), .

Liens externes

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