Mu Aurigae

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μ Aurigae
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 05h 13m 25,72202s[1]
Déclinaison +38° 29′ 04,1956″[1]
Constellation Cocher
Magnitude apparente 4,88[2]

Localisation dans la constellation : Cocher

(Voir situation dans la constellation : Cocher)
Caractéristiques
Type spectral A4 Vm[3]
(kA3hA8VmA8[4])
Indice U-B +0,10[2]
Indice B-V +0,18[2]
Astrométrie
Vitesse radiale +24,39 ± 0,32 km/s[1]
Mouvement propre μα = −20,673 mas/a[1]
μδ = −75,488 mas/a[1]
Parallaxe 20,101 6 ± 0,502 3 mas[1]
Distance 49,747 ± 1,243 pc (∼162 al)[5]
Magnitude absolue +1,47[6]
Caractéristiques physiques
Masse 2,09 M☉[7]
Rayon 3,15 R☉[8]
Gravité de surface (log g) 3,4[9]
Luminosité 22,95 L☉[8]
Température 7 500 K[9]
Métallicité [Fe/H] = −0,3[9]
Rotation 80,0 km/s[9]
Âge 560 × 106 a[7]

Désignations

μ Aur, 11 Aur, HR 1689, HD 33641, HIP 24340, BD+38°1063, FK5 192, SAO 57755, WDS J05134 +3829AB[5]

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Mu Aurigae (en abrégé μ Aur) est une étoile binaire suspectée[10] de la constellation boréale du Cocher. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,88[2].

Propriétés[modifier | modifier le code]

Mu Aurigae présente une parallaxe annuelle de 20,10 ± 0,50 mas telle que mesurée par le satellite Gaia, ce qui permet d'en déduire qu'elle est distante de 49,7 ± 1,2 pc (∼162 al) de la Terre[1]. Elle s'en éloigne à une vitesse radiale héliocentrique de +24 km/s[1].

La composante visible, désignée Mu Aurigae A, est une étoile blanche de la séquence principale de type spectral A4 Vm[3], avec le suffixe « m » qui indique qu'il s'agit d'une étoile Am qui présente des surabondances marquée de certains métaux sans son spectre. Une type spectral détaillé de kA3hA8VmA8 lui a été attribué, indiquant que la raie K du calcium est celle d'une étoile de type A3, que les raies de l'hydrogène de la série de Balmer sont celles d'une étoile de type A8, et que les raies métalliques sont également celles d'une étoile de type A8[4].

L'étoile est âgée de 560 millions d'années et sa masse est 2,09 fois supérieure à celle du Soleil[7]. Elle tourne sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 80 km/s[9]. Son rayon est 3,15 fois plus grand que le rayon solaire[8], elle est 23 fois plus lumineuse que le Soleil[8] et sa température de surface est de 7 500 K[9].

Compagnon[modifier | modifier le code]

Mu Aurigae possède un compagnon très proche détecté par interférométrie des tavelures[10], qui est difficile à confirmer. Sa séparation lors de sa découverte en 1986 était de 0,07 mas et il a été mesuré à une distance angulaire de 0,066 mas en 1999. Le système a été catalogué par la mission d'Hipparcos comme une « binaire problématique », indiquant que les mesures de sa position n'étaient pas cohérentes avec le mouvement d'une seule étoile, mais aucune orbite satisfaisant ce mouvement n'a pu être dérivée[10].

Nomenclature et histoire[modifier | modifier le code]

μ Aurigae, latinisé vers Mu Aurigae, est la désignation de Bayer de l'étoile. Elle porte également la désignation de Flamsteed de 11 Aurigae[5].

Du ciel arabe aux catalogues internationaux[modifier | modifier le code]

Al Hiba I est un nom apparu récemment pour μ Aur. C’est, dans le ciel arabe traditionnel, الخباء al-Ḫibā’, « la Tente », objet classiquement imaginé[11],[12], et correspondant au groupe λ, μ et σ Aur d'al-Qazwīnī (XIIIe s.) dans l’édition de Christian Ludwig Ideler (1806), qui donne la transcription ‘El-chinâ’[13], ce que reprend Richard Allen (1899) sous la forme ’Al H.ibā’[14]. C’est à Jack W. Rhoads que l’on doit le passage de cette transcription au nom Al Hiba I, tandis qu’il nomme λ Aur Al Hiba II, et σ Aur Al Hiba III[15].

En Chine[modifier | modifier le code]

μ Aurigae fait partie de l'astérisme de Tianhuang (en chinois 天潢, Tiān Guāng), qui comprend également 19 Aurigae, φ Aurigae, 14 Aurigae et σ Aurigae[16].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  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) H. L. Johnson et al., « UBVRIJKL photometry of the bright stars », Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 4, no 99,‎ (Bibcode 1966CoLPL...4...99J)
  3. ↑ a et b (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)
  4. ↑ a et b (en) Helmut A. Abt et Nidia I. Morrell, « The Relation between Rotational Velocities and Spectral Peculiarities among A-Type Stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 99,‎ , p. 135 (DOI 10.1086/192182, Bibcode 1995ApJS...99..135A)
  5. ↑ a b et c (en) * mu. Aur -- Double or Multiple Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  6. ↑ (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)
  7. ↑ a b et c (en) R. J. De Rosa et al., « The VAST Survey - III. The multiplicity of A-type stars within 75 pc », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 437, no 2,‎ , p. 1216–1240 (DOI 10.1093/mnras/stt1932, Bibcode 2014MNRAS.437.1216D, arXiv 1311.7141)
  8. ↑ a b c et d (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.
  9. ↑ a b c d e et f (en) M. Gebran et al., « A new method for the inversion of atmospheric parameters of A/Am stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 589,‎ , p. 10, article no A83 (DOI 10.1051/0004-6361/201528052, Bibcode 2016A&A...589A..83G, arXiv 1603.01146)
  10. ↑ a b et c (en) Brian D. Mason et al., « Speckle Interferometry of New and Problem HIPPARCOS Binaries », The Astronomical Journal, vol. 117, no 4,‎ , p. 1890-1904 (DOI 10.1086/300823, Bibcode 1999AJ....117.1890M)
  11. ↑ Paul Kunitzsch, Arabische Sternnamen in Europa, Wiesbaden : Otto Harrassowitz, 1959, p. 70.
  12. ↑ Roland Laffitte, Le ciel des Arabes. Apport de l’uranographie arabe, Paris : Geuthner, 2012, p. 99.
  13. ↑ (ar/de) Ludwig Ideler, Historische Untersuchungen über die astronomischen Beobachtungen der Alten, Berlin : C. Quien, 1806, p. 90.
  14. ↑ (en) R. H. Allen, Star Names: Their Lore and Meaning, New York, Dover Publications Inc, (réimpr. 1963) (1re éd. 1899) (ISBN 0-486-21079-0, lire en ligne), p. 91
  15. ↑ (en) Jack W. Rhoads, « Technical Memorandum 33-507-A Reduced Star Catalog Containing 537 Named Stars », Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, , p. 18
  16. ↑ (zh) 中國星座神話, écrit par 陳久金. Publié par 台灣書房出版有限公司, 2005, (ISBN 978-986-7332-25-7).

Liens externes[modifier | modifier le code]

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