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Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite	04h 56m 22,276s
Déclinaison	+13° 30′ 52,09″
Constellation	Orion
Magnitude apparente	4,06
	Localisation dans la constellation : Orion
Type spectral	K2 IIIb
Indice U-B	+1,14
Indice B-V	+1,17
Vitesse radiale	2,54 ± 0,15 km/s
Mouvement propre	μα = −74,88 mas/a; μδ = −44,33 mas/a
Parallaxe	17,54 ± 0,21 mas
Distance	186 ± 2 al; (57,0 ± 0,7 pc)
Magnitude absolue	+0,501
Masse	1,64 M☉
Rayon	15 R☉
Gravité de surface (log g)	2,4
Luminosité	79 L☉
Température	4 498 K
Métallicité	−0,26 [Fe/H]
Rotation	0,0 km/s
Âge	5,42 ± 2,38 × 109 a

Omicron² Orionis (en abrégé ο² Ori) est une étoile de la constellation d'Orion. Elle est visible à l’œil nu avec une magnitude apparente de 4,06^[2]. L'étoile présente une parallaxe annuelle de 17,54 mas^[1], ce qui signifie qu'elle est localisée à ∼ 186 a.l. (∼ 57 pc) de la Terre. À cette distance, sa luminosité est diminuée de 0,09 magnitude en raison du facteur d'extinction créé par la poussière interstellaire présente entre l'étoile et la Terre^[7].

Il s'agit d'une étoile géante orangée de type spectral K2 IIIb^[3], qui fait partie du red clump (ou grumeau rouge)^[5]. Elle est âgée d'environ 5,4 milliards d'années^[5]. L'étoile est 1,65 fois plus massive que le Soleil^[3] et son rayon est devenu 15 fois plus grand que celui du Soleil. Elle est 79 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 4 498 K. Sa vitesse de rotation est trop faible pour pouvoir être mesurée^[4].

Omicron² Orionis fait très probablement partie du disque mince de la Voie lactée^[5]. Elle possède deux compagnons de 11^e et 12^e magnitudes recensés dans les catalogues d'étoiles doubles et multiples^[8], mais tous deux apparaissent être des doubles purement optiques^[9].

Références

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Omicron2 Orionis » (voir la liste des auteurs).

↑ ^{a b c d e et f} (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, n^o 2,‎ novembre 2007, p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
↑ ^{a b c et d} (en) J.-C. Mermilliod, « Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished) », Catalogue of Eggen's UBV data, SIMBAD,‎ 1986 (Bibcode 1986EgUBV........0M)
↑ ^{a b c et d} (en) R. Earle Luck, « Abundances in the Local Region. I. G and K Giants », The Astronomical Journal, vol. 150, n^o 3,‎ 2015, p. 88 (DOI 10.1088/0004-6256/150/3/88, Bibcode 2015AJ....150...88L, arXiv 1507.01466)
↑ ^{a b c d e f g et h} (en) Alessandro Massarotti et al., « Rotational and radial velocities for a sample of 761 HIPPARCOS giants and the role of binarity », The Astronomical Journal, vol. 135, n^o 1,‎ janvier 2008, p. 209–231 (DOI 10.1088/0004-6256/135/1/209, Bibcode 2008AJ....135..209M)
↑ ^{a b c d et e} (en) C. Soubiran et al., « Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants », Astronomy & Astrophysics, vol. 480, n^o 1,‎ 2008, p. 91–101 (DOI 10.1051/0004-6361:20078788, Bibcode 2008A&A...480...91S, arXiv 0712.1370)
↑ (en) * omi02 Ori -- High proper-motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
↑ (en) B. Famaey et al., « Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data. Revisiting the concept of superclusters », Astronomy & Astrophysics, vol. 430,‎ 2005, p. 165–186 (DOI 10.1051/0004-6361:20041272, Bibcode 2005A&A...430..165F, arXiv astro-ph/0409579)
↑ (en) Brian D. Mason et al., « The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog », The Astronomical Journal, vol. 122, n^o 6,‎ 2001, p. 3466 (DOI 10.1086/323920, Bibcode 2001AJ....122.3466M)
↑ (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, n^o 2,‎ septembre 2008, p. 869–879 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, Bibcode 2008MNRAS.389..869E, arXiv 0806.2878)