Iota Ursae Majoris

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ι Ursae Majoris A / B / C
Talitha
Données d'observation
(époque J2000)
Ascension droite 08h 59m 12,454s[1]
Déclinaison +48° 02′ 30,57″[1]
Constellation Grande Ourse
Magnitude apparente 3,14 / 10,8 / 11,0[2]

Localisation dans la constellation : Grande Ourse

(Voir situation dans la constellation : Grande Ourse)
Caractéristiques
Type spectral F0IV-V / M3V / M4V[3]
Indice U-B +0,07[2]
Indice B-V +0,19[2]
Indice R-I +0,07[2]
Variabilité Suspectée
Astrométrie
Vitesse radiale +9 ± 2 km/s[4]
Mouvement propre μα = −441,29 mas/a[1]
μδ = −215,32 mas/a[1]
Parallaxe 68,92 ± 0,16 mas[1]
Distance 47,3 ± 0,1 al
(14,51 ± 0,03 pc)
Magnitude absolue +2,31[5]
Caractéristiques physiques
Masse 1,7 ± 0,1 + 1,0 ± 0,3 M☉ / 0,35 ± 0,05 / 0,30 ± 0,05 M☉[3]
Luminosité 9,87 L☉[5]
Température 7 260 ± 70 K[3]
Rotation 154 km/s[6]
Orbite
Compagnon ι UMa BC[7]
Demi-grand axe (a) 16,7 ± 0,3″
Excentricité (e) 0,90 ± 0,02
Période (P) 2 084 ± 15 a
Inclinaison (i) 54 ± 4°
Argument du périastre (ω) 23 ± 5°
Longitude du nœud ascendant (Ω) 134 ± 2°
Époque du périastre (τ) 2 029 ± 1 B

Désignations

Talitha, Talitha Borealis, Alphikra Borealis, ι Uma 9 UMa, HD 76644, HIP 44127, HR 3569 ADS 7114, BD+48°1707, FK5 335, GC 12407, GJ 331, SAO 42630,, WDS J08592 +4803A,BC[8]

ι UMa A : LFT 620, LHS 2084, LTT 12347[9]

ι UMa BC : LFT 621, LHS 2083, LTT 12348[10]

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Iota Ursae Majoris (ι UMa / ι Ursae Majoris), également nommée Talitha, est une étoile multiple de la constellation de la Grande Ourse. Elle est située à 47,3 années-lumière de la Terre[1].

Nomenclature, histoire et mythologie[modifier | modifier le code]

La figure de la série desالظباء قفزات Qafzāt al-Ẓibā’, « les Sauts de Gazelles », dans le ciel arabe traditionnel, tel que la décrit ᶜAbd al-Raḥmān al-Ṣūfī, 964.

ι Ursae Majoris, latinisé Iota Ursae Majoris, est la désignation de Bayer de l'étoile. Elle porte également la désignation de Flamsteed de 9 Ursae Majoris[8].

Talitha est aujourd’hui le nom approuvé pour ι UMa par l’Union astronomique internationale (UAI)[11]. C’est l’arabe ثانية Ṯāliṯa, littéralement « Troisième », troncation du nom الثانية القفزة al-Qafzat al- Ṯāliṯa, « le Troisième Saut », qui en peut se comprendre que si l’on se réfère à la série cène des الظباء قفزات Qafzāt al-Ẓibā’, « les Sauts de Gazelles », dans le ciel arabe traditionnel, tel qu’il est décrit par ᶜAbd al-Raḥmān al-Ṣūfī (964).

On nomme ainsi, selon lui, les six étoiles situées sur les trois pieds de l’Ourse touchant le sol : ν et ξ UMa forment al-Ūla, soit « le Premier [Saut] », λ et μ UMa al-Ṯāniyya, « le Second », et ι et κ UMa « le Troisième », ce qui nous mène à ι UMa. Chaque « Saut » ressemble à la trace du pied fendu des gazelles, et, toujours al-Ṣūfī donne à ce propos ce dicton arabe[12],[13] :

« Les Gazelles sautèrent lorsque le Lion frappa la terre de sa queue. »

Le nom Talita est relevé pour ι UMa par Richard Hinckley Allen[14]. La série entière peut aussi s’appeler الغزلان قفزات Qafzāt al-Ġizlān’, un autre mot pour « Gazelles »[15],[16]. ι UMa est donc nommée Talitha Borealis par rapport à κ UMa, nommée Talitha Australis.

Alphikra [Borealis] est une autre nom attribué à ι UMa. Par interversion des syllabes, قفزة Qafza’, « Saut », devient فقرة Fiqra, « Vertèbre », dans des catalogues tardifs comme dans les زيجِ سلطانی Zīğ-i Sulṭānī ou « Tables sultaniennes » d’Uluġ Bēg (1437)[17],[18], ce qui est à l’origine de noms de certaines étoiles de cette série, notamment Alphikra (κ UMa) ou El Phekrah. (λ et μ UMa).

ι UMa a également été nommée Dnoces (« second » à l'envers) par Edward H. White II, un astronaute d'Apollo 1. Le nom fut inventé par son camarade astronaute Gus Grissom en tant que plaisanterie utile[19].

Caractéristiques principales[modifier | modifier le code]

Le système de Iota Ursae Majoris est composé de deux étoiles binaires[20]. Les deux systèmes binaires orbitent l'un autour de l'autre selon une période calculée de 2 084 ans et une excentricité élevée de 0,90[3]. La séparation apparente entre les deux systèmes décroît rapidement à mesure qu'ils parcourent leurs orbites. En 1841, quand la composante B fut découverte, leur séparation était de 10,7 secondes d'arc, soit au moins 156 ua. En 1971, leur séparation s'était réduite à 4,5 secondes d'arc, soit au moins 66 ua. Le système a une forte probabilité d'être dynamiquement instable et pourrait être perturbé sur une échelle de temps d'un ordre de grandeur de 105 ans[21].

La composante la plus brillante, désignée Iota Ursae Majoris A, est une étoile jaune-blanc de type spectral F0IV-V, ce qui indique que son spectre montre des traits intermédiaires entre une étoile sur la séquence principale et une sous-géante plus évoluée. Sa magnitude apparente est de +3,14[2]. C'est une binaire spectroscopique dont les composantes ont une période orbitale de 4 470 jours (12,2 ans) et une excentricité d'approximativement 0,6. Le compagnon n'a pas été directement observé, mais on pense qu'il pourrait s'agir d'une naine blanche d'une masse de 1,0 ± 0,3 M☉[3].

L'autre binaire est composée des étoiles de 11e magnitude Iota Ursae Majoris B et Iota Ursae Majoris C[2]. Elles orbitent l'une autour de l'autre sur une période d'approximativement 2 084 ans[3], et sont séparées par 0,68 seconde d'arc[20], soit au moins 10 ua. Cette paire pourrait être la source de l'émission de rayons X détectés en provenance du système[22].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  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 c d e et f (en) D. Hoffleit et W. H. Warren, « Bright Star Catalogue, 5e éd. », Catalogue de données en ligne VizieR : V/50. Publié à l'origine dans : 1964BS....C......0H, vol. 5050,‎ (Bibcode 1995yCat.5050....0H)
  3. ↑ a b c d e et f (en) R. Ya. Zhuchkov et al., « Physical parameters and dynamical properties of the multiple system ι UMa (ADS 7114) », Astronomy Reports, vol. 56, no 7,‎ , p. 512 (DOI 10.1134/S1063772912070074 Accès payant, Bibcode 2012ARep...56..512Z)
  4. ↑ (en) D. S. Evans « The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities » (Bibcode 1967IAUS...30...57E)
    — UAI, IAU Symposium no. 30 (Université de Toronto, 20–24 juin 1966)
    — « (ibid.) », dans Alan H. Batten et John F. Heard (éds.), Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from [...], Londres, Academic Press, p. 57
  5. ↑ a et b (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. ↑ (en) F. Royer et al., « Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i », Astronomy & Astrophysics, vol. 393,‎ , p. 897-911 (DOI 10.1051/0004-6361:20020943, Bibcode 2002A&A...393..897R, arXiv astro-ph/0205255)
  7. ↑ (en) « Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars » [archive du ], sur United States Naval Observatory (consulté le )
  8. ↑ a et b (en) * iot UMa -- Double or Multiple Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  9. ↑ (en) * iot UMa A -- Spectroscopic Binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  10. ↑ (en) NAME * iot UMa BC -- Double or Multiple Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  11. ↑ (en) UAI, « Star Names », 2021. »
  12. ↑ (ar) ᶜAbd al-Raḥmān Abū l-Ḥusayn b. ᶜUmar al-Ṣūfī, «  Kitāb Ṣuwar al-kawākib al-ṯābita, 960, ms. arabe 5036 : Copie anonyme et non datée réalisée pour Zāhir al-Dīn Ulūġ Beg Kūrakan, petit-fils de Tamerlan, probablement à Samarqand, ca., 1430-1449, fol. 27r. »
  13. ↑ (ar/fr) Hans Karl Frederik Christian Schjellerup, Description des étoiles fixes composée au milieu du Xe siècle de notre ère par l'astronome persan Abd-al-Rahman Al-Sûfi. Traduction littérale de deux manuscrits arabes de la Bibliothèque royale de Copenhague et de la Bibliothèque impériale de Saint-Pétersbourg…, Saint-Pétersbourg : Eggers et Cie, 1874, repr. Fuat Sezgin, Islamic mathematics and Astronomy, vol. XXVI, Frankfurt am Main : Institut für Geschichte der arabisch-islamischen Wissenschaft an der Johann Wolfgang Goethe-Universität, 1997, pp. 58-59 (fr.), p. 60 (ar.).
  14. ↑ (en) Richard Hinckley Allen, « ''Star-names and their meaning, New York & al., G. E. Stechert, 1899, réed. st. Star Names, Their Lore an Meaning, New-York: Dover Publications, 1963, p. 442. »
  15. ↑ (de) Paul Kunitzsch, Untersuchungen zur Sternnomenklatur der Araber, Wiesbaden : O. Harrassowitz, 1961, pp. 90-91.
  16. ↑ Roland Laffitte, Le ciel des Arabes. Apport de l’uranographie arabe, Paris : Geuthner, 2012, pp. 112-113.
  17. ↑ (la) Thomas Hyde, « Tabulae Long. ac Lat. Stellarum Fixarum ex Observatione Ulugh Beighi, Tamerlanis Magni Nepotis, Oxonii : Henry Hall, 1665, pp. 8-11. »
  18. ↑ Roland Laffitte, Le ciel des Arabes…, op. cit., pp. 112-113.
  19. ↑ Apollo 15 Lunar Surface Journal, Post-landing Activities, commentary at 105:11:33
  20. ↑ a et b (en) Andrei Tokovinin, « HR 3569 », sur Multiple Star Catalog (MSC) (consulté le )
  21. ↑ (en) R. Ya. Zhuchkov, V. V. Orlov et A. V. Rubinov, « Dynamical stability of the quadruple systems HD 68255/6/7 and HD 76644 », Astronomy Reports, vol. 50, no 1,‎ , p. 62–67 (DOI 10.1134/S1063772906010070 Accès payant, Bibcode 2006ARep...50...62Z)
  22. ↑ (en) R. J. De Rosa et al., « The Volume-limited A-Star (VAST) survey - I. Companions and the unexpected X-ray detection of B6-A7 stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 415, no 1,‎ , p. 854–866 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2011.18765.x, Bibcode 2011MNRAS.415..854D, arXiv 1103.4363)

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