2 Scorpii

A Scorpii

2 Scorpii
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 15h 53m 36,719s[1]
Déclinaison −25° 19′ 37,71″[1]
Constellation Scorpion
Magnitude apparente 4,69 / 6,98[2]

Localisation dans la constellation : Scorpion

(Voir situation dans la constellation : Scorpion)
Caractéristiques
Type spectral B2,5 Vn[3]
Indice B-V −0,11 / +0,07[2]
Astrométrie
Vitesse radiale −9,3 ± 1,6 km/s[4]
Mouvement propre μα = −15,12 mas/a[1]
μδ = −25,18 mas/a[1]
Parallaxe 6,49 ± 0,51 mas[1]
Distance 500 ± 40 al
(150 ± 10 pc)
Magnitude absolue −1,33[5]
Caractéristiques physiques
Masse 6,9 ± 0,1 M☉[6]
Luminosité 457,40 L☉[5]
Température 20 350 K[7]
Rotation 320 km/s[8]
Âge 30,4 ± 4,6 × 106 a[6]

Désignations

A Sco, 2 Sco, HR 5904, HD 142114, HIP 77840, CD-24 12352, CPD-24 5582, SAO 183896, WDS J15536 -2520[9]

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2 Scorpii (en abrégé 2 Sco) est une étoile double de la constellation zodiacale du Scorpion. Elle porte également la désignation de Bayer de A Scorpii. Sa composante la plus brillante brille d'une magnitude apparente de 4,69, ce qui la rend visible à l'œil nu, tandis que son compagnon est d'une magnitude de 6,98[2].

Environnement stellaire

La distance de 2 Scorpii peut être estimée à partir de sa parallaxe annuelle de 6,49 ± 0,51 mas telle que mesurée par le satellite Hipparcos[1], ce qui place la paire à environ ∼ 500 a.l. (∼ 153 pc). Elle possède une vitesse particulière de 16,5 ± 2,4 km/s et elle se rapproche du système solaire à une vitesse radiale de −9 km/s[4]. Cela l'amènera à se rapprocher jusqu'à atteindre une distance minimale (périhélie) d'environ 139 pc (∼453 al) dans environ 2,9 millions d'années[5].

Selon Bobylev et Bajkova (2007), 2 Scorpii est probablement membre (à 73 %) du sous-groupe Haut-Scorpion de l'association Scorpion-Centaure, qui est l'association d'étoiles massives de types O et B la plus proche du Système solaire ; dans le cas contraire, elle est membre de la ceinture de Gould (à 27 %)[10]. Deux études plus récentes, publiées en 2012 et 2018, confirment l'appartenance du système à l'association du Haut-Scorpion[11],[12].

Propriétés

Les deux étoiles de 2 Scorpii forment très probablement (probabilité > 95 %) un véritable système binaire. En date de 2014, les elles étaient séparées d'une distance angulaire de 2,061 ± 0,001 secondes d'arc et à un angle de position de 268,28 ± 0,02°[7].

L'étoile la plus brillante, désignée 2 Scorpii A, est une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B2,5 Vn[3]. Le suffixe « n » derrière sa classe de luminosité indique que ses raies d'absorption apparaissent élargies (« nébuleuses ») en raison de sa rotation rapide. Elle tourne en effet sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 320 km/s. Cela donne à l'étoile une forme aplatie (oblate) avec un bourrelet équatorial qu'on estime être 15% plus grand que son rayon polaire[8]. Âgée d'environ 30 millions d'années[6], 2 Scorpii A est 6,9 fois plus massive que le Soleil. Sa luminosité est de 457 L☉[5] et sa température de surface est de 20 350 K[7].

Notes et références

  • (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « 2 Scorpii » (voir la liste des auteurs).
  1. ↑ a b c d e et f (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
  2. ↑ a b et c (en) E. Høg et al., « The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 355,‎ , L27-L30 (DOI 10.1888/0333750888/2862, Bibcode 2000A&A...355L..27H)
  3. ↑ a et b (en) Nancy Houk et M. Smith-Moore, Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars, vol. 4, Ann Arbor, Département d'astronomie de l'université du Michigan, (Bibcode 1988mcts.book.....H)
  4. ↑ a et b (en) V. V. Bobylev et A. T. Bajkova, « Galactic kinematics from a sample of young massive stars », Astronomy Letters, vol. 39, no 8,‎ , p. 532–549 (DOI 10.1134/S106377371308001X, Bibcode 2013AstL...39..532B, arXiv 1307.1677)
  5. ↑ a b c et d (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)
  6. ↑ a b et c (en) N. Tetzlaff, R. Neuhäuser et M. M. Hohle, « A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 410, no 1,‎ , p. 190–200 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, Bibcode 2011MNRAS.410..190T, arXiv 1007.4883)
  7. ↑ a b et c (en) David Lafrenière et al., « An Adaptive Optics Multiplicity Census of Young Stars in Upper Scorpius », The Astrophysical Journal, vol. 785, no 1,‎ , p. 18, article no 47 (DOI 10.1088/0004-637X/785/1/47, Bibcode 2014ApJ...785...47L)
  8. ↑ a et b (en) G. T. Belle, « Interferometric observations of rapidly rotating stars », The Astronomy & Astrophysics Review, vol. 20,‎ , p. 51 (DOI 10.1007/s00159-012-0051-2, Bibcode 2012A&ARv..20...51V, arXiv 1204.2572)
  9. ↑ (en) * 2 Sco -- Double or multiple star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  10. ↑ (en) V. V. Bobylev et A. T. Bajkova, « Kinematics of the Scorpius-Centaurus OB association », Astronomy Letters, vol. 33, no 9,‎ , p. 571–583 (DOI 10.1134/S1063773707090010, Bibcode 2007AstL...33..571B, arXiv 0708.0943)
  11. ↑ (en) K. L. Luhman et E. E. Mamajek, « The Disk Population of the Upper Scorpius Association », The Astrophysical Journal, vol. 758, no 1,‎ , p. 13, article no 31 (DOI 10.1088/0004-637X/758/1/31, Bibcode 2012ApJ...758...31L, arXiv 1209.5433)
  12. ↑ (en) K. L. Luhman et al., « New Young Stars and Brown Dwarfs in the Upper Scorpius Association », The Astronomical Journal, vol. 156, no 2,‎ , p. 16, article no 76 (DOI 10.3847/1538-3881/aacc6d, Bibcode 2018AJ....156...76L, arXiv 1807.07955)

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