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Epsilon Aurigae

étoile binaire à éclipses de la constellation du Cocher
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Epsilon Aurigae (ε Aur / ε Aurigae), également nommée Almaaz, est une étoile binaire à éclipses de la constellation du Cocher. Sa luminosité varie entre les magnitudes +2,92 et +3,88 sur une période donnée de 9 884 jours (~27,1 ans)[2]. Sa distante reste sujette à débat, avec les mesures de parallaxe annuelle par le satellite Gaia qui la placent à environ 1 kpc (∼3 260 al) du Soleil[1].

ε Aurigae
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière d'ε Aurigae en lumière visible durant l'éclipse de 2009-2011, réalisée avec les données de l'AAVSO.
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 05h 01m 58,13437s[1]
Déclinaison +43° 49′ 23,9171″[1]
Constellation Cocher
Magnitude apparente 2,92 à 3,88[2]

Localisation dans la constellation : Cocher

(Voir situation dans la constellation : Cocher)
Caractéristiques
Type spectral A9Ia[3]
Indice U-B +0,33[4]
Indice B-V +0,54[4]
Indice R-I +0,45[4]
Variabilité Binaire à éclipses de type Algol[2]
Astrométrie
Vitesse radiale −10,4 ± 0,4 km/s[5]
Mouvement propre μα = +0,883 mas/a[1]
μδ = −3,065 mas/a[1]
Parallaxe 0,987 9 ± 0,179 2 mas[1]
Distance ~3 300 al
(~1 000 pc)
Magnitude absolue −5,95
Caractéristiques physiques
Masse 15–19 M☉
Rayon 100 R☉
Luminosité 47 000 L☉
Température 7 800 K

Désignations

Almaaz, ε Aur, 7 Aur, HD 31964, HIP 23416, HR 1605, BD+43°1166, FK5 183, GC 6123, SAO 39955, ADS 3605 A, CCDM 05020 +4350A[6]

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Nomenclature, histoire et mythologie

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La figure de مممسك العنّان Mumsik al-ᶜInān dans le ciel gréco-arabe (d’après le traité de ᶜAbd al-Raḥmān al-Sūfī, 1606, St-Péterbourg). ε Aur y est nommée العنز al-ᶜAnz, « la Chèvre ».

ε Aurigae, latinisé Epsilon Aurigae, est désignation de Bayer de l'étoile. Elle porte également la désignation de Flamsteed de 7 Aurigae[6].

Du ciel grec et arabe à l'UAI

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Almaaz est le nom aujourd’hui approuvé pour ε Aur par l’Union astronomique internationale (UAI)[7]. Il vient de l’arabe المعز al-Maᶜz, « les Chèvres » (nom collectif) dans le cadre du ciel gréco-arabe, c’est-dire le ciel grec adopté par les astronomes arabes au IXe siècle. Dans sa traduction du یجِ سلطانی Zīğ-i Sulṭānī ou « Tables sultaniennes » d’Uluġ Bēg (1437), Thomas Hyde livre la transcription ’AlMaâz’ (1665)[8], reprise sous la forme ’Al Ma‘az’ par Richard Allen (1899)[9], ce qui lui permet de passer dans les catalogues[10].

Al Anz est un autre nom de ε Aur. C’est l’arabe العنز al-ᶜAnz, « la Chèvre », employé pour cette étoile dans des catalogues tardifs, notamment celui d’al-Tīzīnī[11]. Mais on le trouve déjà dans l’édition du traité d'al-Qazwīnī (XIIIe s.) par Christian Ludwig Ideler (1806) sous la transcription ’El-anz’[12], ce que reprend Richard Allen (1899) sous la forme ’Al ‘Aanz’[13]. Cela lui permet de passer comme nom propre dans les catalogues avec Jack. W. Rhoads[14],[15].

En Chine

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ε Aur est 柱一, soit la 1re étoile de l’astérisme 柱, pinyin Zhù, « le Pilier », constitué par le groupe ε, ζ et η Aur[16],[17].

Observation

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Trouver l'étoile n'est pas difficile : elle constitue l'apex du triangle isocèle constituant le « nez » de la constellation du Cocher, et elle est visible tout l'hiver dans l'hémisphère Nord, à proximité de l'étoile jaune et brillante Capella.

Système

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Étoile binaire à éclipses

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La composante visible est une supergéante de type spectral A9Ia[3]. Son diamètre est égal à environ 100 diamètres solaires. L'autre composante (éclipsante) n'est pas visible. Un des phénomènes observés durant l'éclipse est que le niveau d'obscurcissement de l'étoile A par la compagne diminue brièvement, comme s'il existait un trou dans cette dernière.

  • L'hypothèse 1 était qu'elle soit constituée d'une ou deux petites étoiles avec un anneau de poussière opaque à proximité immédiate, produisant les éclipses observées d'une durée de 18 mois.
  • L'hypothèse 2 était qu'elle soit immense, mais de faible densité et donc semi-transparente, ce qui en aurait fait le plus grand objet connu de l'univers.
  • Hypothèse 3 : ce système a été un candidat précoce susceptible de contenir un trou noir mais ce modèle a été écarté[18]

L'éclipse de 2009-2011 a permis à l'équipe de Brian Kloppenborg, de l'université de Denver, d'étudier Epsilon Aurigae avec l'interféromètre californien CHARA Array. Les images révèlent un disque de poussière de 1,5 milliard de kilomètres de diamètre, vu par la tranche, et contenant une petite étoile massive. Cela confirme l'hypothèse 1 : Epsilon Aurigae est donc un système binaire atypique.

Composantes optiques

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Les catalogues d'étoiles doubles et multiples recensent un grand nombre d'étoiles accompagnant Epsilon Aurigae, mais Eggleton & Tokovinin (2008) ne recensent que la binaire à éclipses dans le système[19], toutes les autres étoiles semblant être des doubles optiques. Dans le Catalogue des composantes d'étoiles doubles et multiples[20] de Jean Dommanget et Omer Nys, ε Aurigae (CCDM J05020+4350 A) est accompagnée par quatre autres étoiles, à savoir : BD+43 1166 B, C et D ainsi que BD+43 1168[21] (ε Aur E).

Le Catalogue d'étoiles doubles de Washington recense au sein du système (WDS J05020+4349) de ε Aurigae (WDS J05020+4349 A) six étoiles supplémentaires, désignées ε Aur F à K[22].

Notes et références

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  1. ↑ a b c d e et f (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 et c (en) N. N. Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80-88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne, consulté le )
  3. ↑ a et b (en) R. O. Gray et R. F. Garrison, « The Late A-Type Stars: Refined MK Classification, Confrontation with Stroemgren Photometry, and the Effects of Rotation », The Astrophysical Journal Supplement, vol. 70,‎ , p. 623 (DOI 10.1086/191349, Bibcode 1989ApJS...70..623G)
  4. ↑ a b et c (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)
  5. ↑ (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. ↑ a et b (en) * eps Aur -- Eclipsing Binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  7. ↑ (en) IAU, « Star Names », 2021. ».
  8. ↑ (la) Thomas Hyde, « Tabulae Long. ac Lat. Stellarum Fixarum ex Observatione Ulugh Beighi, Tamerlanis Magni Nepotis, Oxonii : Henry Hall, 1665, Commentarii, p. 21-39. ».
  9. ↑ (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. 89. ».
  10. ↑ Roland Laffitte, Héritages arabes. Des noms arabes pour les étoiles, Paris : Geuthner, 2005, p. 181.
  11. ↑ Roland Laffitte, Le ciel des Arabes. Apport de l’uranographie arabe, Paris : Geuthner, 2012, p. 182.
  12. ↑ (ar/de) Ludwig Ideler, Historische Untersuchungen über die astronomischen Beobachtungen der Alten, Berlin : C. Quien, 1806, p. 95.
  13. ↑ Richard Hinckley Allen |titre=Star-names and their meaning, op. cit., p. 90.
  14. ↑ (en) Jack W. Rhoads, « A Reduced Star Catalog Containing 537 Named Stars, Pasedana : Jet Propultion Laboratory, California Institute of Technology, November 15, 1971, p. 10. ».
  15. ↑ Roland Laffitte, Héritages arabes..., op. cit., p. 181.
  16. ↑ (en) Sun Xiachun Sun & Jacob Kistemarker, The Chinese Sky During the Han, Leiden / Köln : Brill, 1997, pp. 71 et 74.
  17. ↑ (zh) Entrée « Al Anz (ε Aur) », dans Hong Kong Space Museum, « English-chinese glossary of bright stars (A-Al) » [html], sur Leisure and Cultural Services Department, mis à jour le 25 août 2014 (consulté le ).
  18. ↑ [1] et [2]
  19. ↑ (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, lire en ligne)
  20. ↑ (en) « CCDM J05020+4350 » [html], sur VizieR (consulté le ).
  21. ↑ (en) BD+43 1168 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  22. ↑ (en) « WDS J05020+4349 » [html], sur VizieR (consulté le ).

Voir aussi

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Articles connexes

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Liens externes

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