Gamma Ursae Majoris

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γ Ursae Majoris
Phecda
Description de l'image Ursa major star name.png.
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 11h 53m 49,847s[1]
Déclinaison +53° 41′ 41,14″[1]
Constellation Grande Ourse
Magnitude apparente +2,44[2]

Localisation dans la constellation : Grande Ourse

(Voir situation dans la constellation : Grande Ourse)
Caractéristiques
Type spectral A0Ve + K2V[3]
Indice U-B +0,02[2]
Indice B-V 0,00[2]
Indice R-I −0,03[2]
Variabilité BE + UV Cet[4]
Astrométrie
Vitesse radiale −11,9 ± 0,7 km/s[5]
Mouvement propre μα = +107,68 mas/a[1]
μδ = +11,01 mas/a[1]
Parallaxe 39,21 ± 0,40 mas[1]
Distance 83,2 ± 0,8 al
(25,5 ± 0,3 pc)
Magnitude absolue +0,38[6]
Caractéristiques physiques
Masse 2,94 M☉ / 0,79 M☉[3]
Rayon 3 R☉
Luminosité 65,255 L☉ / 0,397 L☉[3]
Température 9 520 K / 4 780 K[3]
Rotation 178 ± 9 km/s[7]
Orbite
Compagnon γ UMa Ab[8]
Demi-grand axe (a) 0,460″
Excentricité (e) 0,3 ± 0,3
Période (P) 20,5 ± 1 a
Inclinaison (i) 51 ± 15°
Argument du périastre (ω) 185 ± 37°
Longitude du nœud ascendant (Ω) 6 ± 61°
Époque du périastre (τ) 1 984,0 ± 2,0 B

Désignations

Phad, Phecda, Phekda, Phegda, Phekha, Phacd, Fekda, γ UMa, 64 UMa, HR 4554, HD 103287, BD+54°1475, FK5 447, HIP 58001, SAO 28179, GC 16268, NSV 5379[9]

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Gamma Ursae Majoris (γ UMa / γ Ursae Majoris), également nommée Phecda, est une étoile binaire[3] de la constellation de la Grande Ourse. Sa magnitude apparente est de 2,44[2]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Hipparcos, le système est situé à ∼ 83,2 a.l. (∼ 25,5 pc) de la Terre[1]. Il se rapproche du Système solaire à une vitesse radiale de −12 km/s[5].

Nomenclature et histoire[modifier | modifier le code]

الدبّ الأكبر al-Dubb al-Akbar, « la Grande Ourse » dans une édition du traité de ᶜAbd al-Raḥmān al-Ṣūfī XIe s.

Phecda est le nom de l'étoile à présent approuvé par l’Union astronomique internationale (UAI)[10]. Il vient de l’arabe مراقّ الدبّ الأكبر Faḫḏ al-Dubb al-Akbar, « la Cuisse du Grand Ours », qui s’inscrit tardivement dans le cadre de la représentation grecque reprise par astronomes arabes au IXe siècle[11]. Dans sa traduction du زيجِ سلطانی Zīğ-i Sulṭānī ou « Tables sultaniennes » d’Uluġ Bēg (1437), Thomas Hyde (1665) donne la transcription ‘Phacht AlDub AlAcber’[12]. En passant par l’intermédiaire du philologue Friedrich Wilhelm Lach (1796) qui donne ‘phacht el-dub el achbar’[13], Johann Elert Bode s’en saisit une première fois sous la forme simplifiée Phacht[14]. Immédiatement après, le palermitain Giuseppe Piazzi (1814) retourne à directement à Thomas Hyde pour donner lui aussi la forme simplifiée Phecda[15]. Les deux formes vont passer au XIXe siècle dans les catalogues, mais c’est celle de Piazzi qui va prévaloir[16].

Description[modifier | modifier le code]

Pour la plupart des observateurs de l'hémisphère nord, Phecda est plus connue comme étant l'étoile en bas à gauche formant la benne du Chariot. Avec quatre autres étoiles de cet astérisme bien connu, Phecda forme un vrai amas lâche d'étoiles appelé le courant d'étoiles de la Grande Ourse.

Phecda est une binaire astrométrique. Le compagnon perturbe régulièrement l'étoile primaire, si bien qu'un mouvement autour de leur barycentre est visible au cours du temps. À partir de ce mouvement, une orbite a été déterminée avec une période de 20,5 ans[8].

Sa composante primaire est une étoile blanche de la séquence principale de type spectral A0Ve[3], plus grande, plus chaude et plus lumineuse que le Soleil. C'est une étoile Ae, qui est entourée par une enveloppe de gaz qui est à l'origine de la présence de raies en émission dans son spectre[17], ce qui est indiqué par la lettre « e » dans le suffixe du type spectral. L'étoile est 2,94 fois plus massive que le Soleil, elle est environ 65 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 9 520 K[3]. Elle tourne rapidement sur elle-même, à une vitesse de rotation projetée de 178 km/s[7].

La composante secondaire est une naine orange de type spectral K2V qui fait 79 % la masse du Soleil, 40 % sa luminosité et dont la température de surface est de 4 780 K[3]. La magnitude apparente de Phecda varie légèrement entre 4,71 et 4,75. Ses deux étoiles apparaissent être variables, la primaire est due sa nature d'étoile Ae, la secondaire est une étoile éruptive[4].

Liens externes[modifier | modifier le code]

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 et e (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 f g et h (en) S. Eggl et al., « Circumstellar habitable zones of binary-star systems in the solar neighbourhood », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 428, no 4,‎ , p. 3104 (DOI 10.1093/mnras/sts257, Bibcode 2013MNRAS.428.3104E, arXiv 1210.5411)
  4. ↑ a et b (en) « VSX : Detail for gam UMa », sur The International Variable Star Index, AAVSO (consulté le )
  5. ↑ a et b (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)
  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 et b (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)
  8. ↑ a et b (en) G. A. Gontcharov et O. V. Kiyaeva, « Photocentric orbits from a direct combination of ground-based astrometry with Hipparcos II. Preliminary orbits for six astrometric binaries », New Astronomy, vol. 15, no 3,‎ , p. 324–331 (DOI 10.1016/j.newast.2009.09.006, Bibcode 2010NewA...15..324G, arXiv 1606.08182)
  9. ↑ (en) * gam UMa -- Emission-line Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  10. ↑ (en) IAU, « Star Names ». »
  11. ↑ Roland Laffitte, Le ciel des Arabes. Apport de l’uranographie arabe, Paris : Geuthner, 2012, p. 180.
  12. ↑ (la) Thomas Hyde, « Tabulae Long. ac Lat. Stellarum Fixarum ex Observatione Ulugh Beighi, Tamerlanis Magni Nepotis, Oxonii : Henry Hall, 1665, Commentarii, p. 11. »
  13. ↑ (de) Friedrich Wilhelm Lach, « Beitrag zur orientalischen Sternkunde », in Algemeine Bibliotek der biblischen Litteratur, Bd. VII, Stück 4, 577-651, Leipzig : Weidmann, 1796, p. 400. »
  14. ↑ (la) Johann Elert Bode, Uranographia, sive astrorum descriptio viginti tabulis aeneis incisa ex recentissimis et absolutissimis astronomorum observationibus, Berlin : apud autorem, 1801, pl. VI.
  15. ↑ (la) Giuseppe Piazzi, Præcipuarum stellarum inerrantium positiones mediæ ineunte sæculo XIX : ex observationibus habitis in specola Panormitana ab anno 1792 ad annum 1813, éd. Panermi : ex regia typ. militari, 1814, p. 78.
  16. ↑ Roland Laffitte, Héritages arabes. Des noms arabes pour les étoiles, Paris : Geuthner, 2005, p. 142.
  17. ↑ (en) C. Jaschek et Y. Andrillat, « Ae and A type shell stars », Astronomy & Astrophysics Supplement, vol. 130, no 3,‎ , p. 507–512 (DOI 10.1051/aas:1998101 Accès libre, Bibcode 1998A&AS..130..507J)
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