U Orionis
U Orionis (abrégé en U Ori) est une étoile variable de type Mira de la constellation d'Orion. C'est une étoile variable à longue période classique qui a été bien observée depuis le Royaume-Uni sur plus de 120 ans.
| Ascension droite | 05h 55m 49,16899s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | +20° 10′ 30,6904″[1] |
| Constellation | Orion |
| Magnitude apparente | 4,8 - 13,0 |
Localisation dans la constellation : Orion   | |
| Type spectral | M8 III |
|---|---|
| Indice B-V | +2,07[2] |
| Variabilité | Mira |
| Vitesse radiale | −19,5 ± 0,7 km/s[3] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −10,854 mas/a[1] μδ = −7,340 mas/a[1] |
| Parallaxe | 4,623 2 ± 0,371 9 mas[1] |
| Distance | 216,300 4 ± 17,399 7 pc (∼705 a.l.)[1] |
| Rayon | 370 ± 96 R☉[4] |
|---|---|
| Luminosité | 7 000 L☉[5] |
| Température | ≈ 2 750 K[5] |
Autres désignations
U Ori, HIP 28041, HD 39816, HR 2063, BD+20°1171a, SAO 77730[6]
Découverte
Elle fut découverte le par J.E. Gore et initialement on pensa qu'il s'agissait d'une nova dans les premiers stades de décroissance (Gore's Nova et NOVA Ori 1885 sont encore cités dans SIMBAD), mais un spectre pris à Harvard montra des caractéristiques similaires à celles de Mira. De ce fait, U Orionis devint la première variable à longue période à être identifiée par une photographie de son spectre[7].
Position
U Orionis se situe à moins d'un demi-degré à l'est de l'étoile variable de faible amplitude χ1 Orionis et à moins d'une minute d'arc de la variable à éclipses beaucoup plus faible UW Orionis. χ1 Orionis est légèrement plus brillante que U Orionis à son maximum de luminosité, tandis que UW Orionis est plus d'un millier de fois plus faible, similaire à U Orionis à son minimum.
Caractéristiques
L'étoile a une faible température effective (environ 2700 K) mais un grand rayon gonflé de 370 R☉[4] et une forte luminosité, 7000 fois plus forte que celle du Soleil[5]. Si le Soleil était remplacé par U Orionis, son rayon s'étendrait au-delà de la zone orbitale de Mars (environ 1,7 ua), et, pour être habitable avec de l'eau à l'état liquide et une température confortable, une planète devrait se trouver à environ 85 ua, à l'intérieur de la zone orbitale de la ceinture de Kuiper.
Possible système planétaire
Selon Rudnitskij[8], une "super-périodicité" de 12 à 15 ans a été observée. L'auteur suppose qu'une telle périodicité pourrait coïncider avec la période de révolution d'un compagnon invisible, probablement planétaire. Pour l'instant, aucun indice clair d'un objet planétaire n'a été détecté.
Références
- (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
- Mermilliod, J.-C., « Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished) », (Bibcode 1986EgUBV........0M)
- (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)
- Van Belle, « Angular Size Measurements of 18 Mira Variable Stars at 2.2 microns », Astronomical Journal, vol. 112,‎ , p. 2147 (DOI 10.1086/118170, Bibcode 1996AJ....112.2147V)
- Mondal et Chandrasekhar, « Evidence of asymmetry in Mira variable U Ori », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 348, no 4,‎ , p. 1332–1336 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2004.07454.x, Bibcode 2004MNRAS.348.1332M)
- (en) V* U Ori -- Variable Star of Mira Cet type sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- Monck, « Mr Gore's Nova Orionis », The Observatory, vol. 10,‎ , p. 69–71 (Bibcode 1887Obs....10...69M)
- Rudnitskij, « Molecular Masers in Variable Stars », Publications of the Astronomical Society of Australia, vol. 19, no 4,‎ , p. 499–504 (DOI 10.1071/AS02018, Bibcode 2002PASA...19..499R)