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Capella (étoile)

étoile la plus brillante de la constellation du Cocher
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Pour les articles homonymes, voir Capella.

Capella Aa / Ab
α Aurigae
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 05h 16m 41,359s[1]
Déclinaison +45° 59′ 52,77″[1]
Constellation Cocher
Magnitude apparente +0,08[2]

Localisation dans la constellation : Cocher

(Voir situation dans la constellation : Cocher)
Caractéristiques
Type spectral G5IIIe / G0III[2]
Indice U-B +0,44[2]
Indice B-V +0,80[2]
Indice R-I +0,44[2]
Variabilité RS CVn
Astrométrie
Vitesse radiale 30,2 km/s
Mouvement propre μα = +75,25 mas/a[1]
μδ = −426,89 mas/a[1]
Parallaxe 76,20 ± 0,46 mas[1]
Magnitude absolue −0,5 (+0,14 / +0,29)
Caractéristiques physiques
Masse 2,69 / 2,56 M☉
Rayon 10,2 / 8,5 R☉
Luminosité 78,5 / 77,6 L☉
Température 5 270 / 5 900 K
Métallicité 50 % de celle du Soleil
Âge 520 × 106 a

Désignations

α Aur, 13 Aur, HR 1708, HD 34029, BD+45°1077, SAO 40186, ADS 3841AP, CCDM J05168 +4559AP, FK5 193, HIP 24608, GJ 194, LTT 11619, NLTT 14766, GC 6427[3]

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Capella, également connue par sa désignation de Bayer Alpha Aurigae (et abrégée en α Aurigae ou α Aur), est un système stellaire situé à environ 42,8 années-lumière de la Terre dans la constellation du Cocher. Étoile la plus brillante de cette constellation, c'est la sixième étoile la plus brillante du ciel nocturne et la quatrième de la sphère céleste visible des latitudes moyennes de l'hémisphère nord, après Sirius, Arcturus et Véga[4]. Sa magnitude apparente est de 0,08[2].

Identifiée comme une seule étoile à l'œil nu, Capella est en fait un système stellaire composé de deux paires d'étoiles. La première paire consiste en deux brillantes étoiles géantes de type G, chacune avec un rayon d'environ 10 fois celui du Soleil, en orbite l'une autour de l'autre. Ce sont des étoiles qui ont quitté la séquence principale et évoluent lentement en géantes rouges, stades qu'elles n'atteindront que dans plusieurs millions d'années. La deuxième paire, à près de 10 000 unités astronomiques de la première, consiste en deux naines rouges[5],[6].

Nomenclature, histoire et étymologie modifier

Des Grecs à l'UAI modifier

Capella est le nom approuvé pour α Aur par l’Union astronomique internationale (UAI)[7]. Il s’agit du diminutif donné par les poètes latins pour Capra, soit le calque du grec Αἵξ, « Chèvre », attesté chez Aratos[8] (voir la constellation du Cocher. Cette appellation, pourtant bien connue des érudits grâce aux textes des Aratea, c’est-à-dire les versions latines des Φαινόμενα d’Aratos, à leur disposition, ne fut pas utilisée au Moyen Âge, mais est exhumée à partir de ces texte à la Renaissance : Capra et Capella apparaissent ainsi pour cette étoile dans l’Uranometria de Johann Bayer (1603)[9], et va désormais être utilisé de plus en plus fréquemment.

 
la figure du Cocher avec la Chèvre et les Deux Chevreaux vue par l’Urania's Mirror, 1824.
 
La figure de العيّوق al-ᶜAyyūq dans le ciel arabe traditionnel.

Des Arabes aux clercs latins modifier

Alhajot est le seul nom utilisé pendant tout le Moyen Âge depuis l’an mil, notamment sous la forme alhaioc dans le Waztalkora, sive tractatus de utilitatibus astrolabii, daté du début du XIe siècle, où l’on peut lire ce nom sous le dessin de l’araignée de l’astrolabe de Ḫalaf b. al-Muᶜāḏ[10]. On trouve à la Renaissance les formes Alhaiot, seu Alhatod[11]. C’est l’arabe العيّوق al-cAyyūq, nom de la figure dans le ciel arabe traditionnel[12], et qui est à rapprocher de Yaᶜūq, une des divinités antiques mentionnées par le Coran[13]. Depuis la Renaissance, il continue à être employé : il est ainsi relevé par Richard Allen (1899)[14], mais cède le plus souvent la place à Capella[15].

En Mésopotamie modifier

GÀM = Gamlu, « l’Arme courbe », est le nom de α Aur en Mésopotamie. Il s’agit de giš.TUKUL ša ŠU 2 d.AMAR.UTU, soit « l’arme divine dans les mains de Marduk »[16], soit l’emblème de Marduk quand il devenu le maître des cieux à Babylone (voir la constellation du Cocher)[17].

En Chine modifier

α Aur est connue comme 五車二 , soit la 2e étoile de l’astérisme Wuche, « les Cinq chars »[18].

Observation modifier

Capella est l'étoile de première magnitude la plus proche de l'étoile polaire[19].

La déclinaison nord de Capella est telle qu'elle est invisible au sud de la latitude 44°S, ce qui inclut notamment le sud de la Nouvelle-Zélande, l'Argentine, le Chili et les Îles Malouines. Elle est circumpolaire au nord de la latitude 44°N, ce qui inclut notamment la majorité de la France métropolitaine (le parallèle 44°N passe juste au nord d’Avignon), le Royaume-Uni, la Scandinavie, la majorité du Canada et le nord des États-Unis.

On estime que Capella fut l'étoile la plus brillante du ciel entre 210 000 ans et 160 000 ans avant aujourd'hui, à une magnitude d'environ -1,8[réf. souhaitée].

 
Le système de Capella avec ses étoiles en comparaison avec le Soleil.

Système modifier

Capella (α Aurigae) est une étoile binaire spectroscopique[3] dont les composantes sont Capella Aa (α Aurigae Aa) et Capella Ab (α Aurigae Ab).

La binaire Capella A (α Aurigae A) est elle-même l'objet principal du système multiple PMSC 05093+4553[20] dont les deux autres composantes sont Capella H (GJ 195 A)[21] et Capella L (GJ 195 B)[22].

D'après le Catalogue des composantes d'étoiles doubles et multiples[23] de Jean Dommanget et Omer Nys, cinq autres étoiles composent avec Capella A autant de paires d'étoiles doubles : Capella C (BD+45 1077 C), Capella D (BD+45 1077 D), Capella E (BD+45 1077 E) et Capella F (BD+45 1077 F) et Capella G (BD+45 1076)[24]. Le Catalogue d'étoiles doubles de Washington recense sept étoiles supplémentaires[25] : cinq d'entre elles — Capella I, M, N, Q et R — composent, avec Capella A, autant de paires d'étoiles doubles ; les deux autres — Capella O et P — sont les composantes d'une étoile double — Capella OP — et composent des paires d'étoiles doubles tant avec Capella H — Capella HO et HP — qu'avec Capella L — Capella LO et LP.

Capella A (Gliese 194) modifier

En 1899, des observations spectroscopiques permettent de découvrir que Capella n'est pas une étoile simple[26],[27]. Le système est par la suite observé par interférométrie en 1919 par John Anderson et Francis Pease à l'observatoire du Mont Wilson. Les données sont publiées en 1920[28],[29]. C'est la première mesure interférométrique d'un objet en dehors du Système solaire[30]. Une orbite de haute précision a ensuite été publiée en 1994 selon les observations effectuées par l'Interféromètre Stellaire Mark III, toujours à l'observatoire du mont Wilson[31].

La paire formée par Capella Aa et Capella Ab consiste en deux étoiles géantes de type G. Elles sont séparées l'une de l'autre par environ 90 millions de kilomètres et ont une période orbitale de 104,02 jours. La première, Capella Aa, onzième étoile la plus brillante du ciel nocturne, a une température de surface d'environ 4 900 K, un rayon d'environ 12 rayons solaires, une masse d'environ 2,7 masses solaires et une luminosité d'environ 79 fois celle du Soleil. La deuxième, Capella Ab, quatorzième étoile la plus brillante du ciel nocturne, a une température à la surface d'environ 5 700 K, un rayon d'environ 9 rayons solaires, une masse d'environ 2,6 masses solaires et une luminosité d'environ 78 fois celle du Soleil[31].

Vues de la Terre, aucune des deux étoiles ne passe devant l'autre dans leur orbite.

Capella HL (Gliese 195) modifier

En 1914, R. Furuhjelm observe que la binaire spectroscopique Capella AB a une étoile pour compagnon, mais beaucoup moins visible, qui, avec son mouvement propre similaire à celui de l'étoile binaire spectroscopique, est liée physiquement à elle[32]. En 1936, Carl Leo Stearns (en) remarque que ce compagnon est une étoile double, ce qui est confirmé en octobre de la même année par Gerard Kuiper[33],[34].

Cette étoile binaire est composée de naines rouges, à une distance d'environ 10 000 unités astronomiques de la première paire[6].

Capella O et P, compagnons de Capella H et L modifier

Capella O et Capella P ont été détectées grâce au télescope Hale de l'observatoire du Mont Palomar en Californie. Leur découverte a été annoncée le par Krzysztof G. Hełminiak, Maciej Konacki, Shrinivas R. Kulkarni (en) et Joshua Eisner[35].

Notes et références modifier

  1. ↑ a b c d et e (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 et b (en) alf Aur sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  4. ↑ Schaaf 2008, p. 146
  5. ↑ (en) James B. Kaler, The Hundred Greatest Stars, New York, Springer, , 213 p. (ISBN 0-387-95436-8, DOI 10.1007/0-387-21625-1_19, présentation en ligne), §18
  6. ↑ a et b (en) T. R. Ayres, « Capella HL », Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun: Proceedings of the Third Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, tenue Cambridge, Massachusetts (publié dans Lecture Notes in Physics), Berlin/Heidelberg, Sallie L. Baliunas et Lee Hartmann, Springer-Verlag, vol. 193,‎ 1983 (publication 1984), p. 202–204 (ISBN 978-3-540-12907-3, DOI 10.1007/3-540-12907-3_204, résumé)
  7. ↑ (en) IAU, « Star Names », 2021. »
  8. ↑ André Le Bœuffle, Les Noms latins d’astres et de constellations, éd. Paris : Les Belles Lettres, 1977, pp. 109-110.
  9. ↑ (la)Johann Bayer, Uranometria, omnium asterismorum continens schemata, nova methodo delineata…, Augusta Vindelicorum : C. Mangus, 1603, fol. 12r.
  10. ↑ Waztalkora, sive tractatus de utilitatibus astrolabii, ms. BnF latin 7412, f. 19v.
  11. ↑ (la)Johann Bayer, Uranometria…, op. cit., fol. 12r.
  12. ↑ Paul Kunitzsch, Arabische Sternnamen in Europa, Wiesbaden : Otto Harrassowitz, 1959, pp. 124-125.
  13. ↑ Roland Laffitte, Le ciel des Arabes. Apport de l’uranographie arabe, Paris : Geuthner, 2012, pp. 37 et 89.
  14. ↑ (en) Richard Hinkley 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. 87.
  15. ↑ Roland Laffitte, Héritages arabes. Des noms arabes pour les étoiles, Paris : Geuthner, 2005, pp. 179.
  16. ↑ Roland Laffitte, « La liste V 46, sur URANOS, le site astronomique de la Selefa. »
  17. ↑ Jeremy Black & Anthony Green, Gods, Demons and Symbols of Ancient Mesopotamia, an Illustrated Dictionary, London: British Museum Press, 1992, p. 54, s.v. « crook ».
  18. ↑ (en) Sun Xiachun Sun & Jacob Kistemarker, The Chinese Sky During the Han, Leiden / Köln : Brill, 1997, pp. 71 et 74.
  19. ↑ (en) Robert Burnham, Burnham's Celestial Handbook : An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System, Courier Dover Publications, , 2138 pages (ISBN 0-486-23567-X, lire en ligne)
  20. ↑ (en) PMSC 05093+4553 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  21. ↑ (en) GJ 195 A sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  22. ↑ (en) GJ 195 B sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  23. ↑ (en) CCDM 05168+4559 sur VizieR
  24. ↑ (en) BD+45 1076 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  25. ↑ (en) WDS 05167+4600sur VizieR
  26. ↑ (en) W. W. Campbell, « The spectroscopic binary Capella », Astrophysical Journal, vol. 10, no 177,‎ , p. 177 (DOI 10.1086/140625, résumé, lire en ligne)
  27. ↑ (en) H. F. Newall, « Variable velocities of stars in the line of sight », The Observatory, vol. 23,‎ , p. 93-94 (lire en ligne)
  28. ↑ (en) « Classical Observations of Visual Binary and Multiple Stars », Binary Stars as Critical Tools and Tests in Contemporary Astrophysics, Proceedings of the 240th Symposium of the International Astronomical Union, tenue à Prague, République Tchèque, du 22 au 25 août 2006, William I. Hartkopf, Edward F. Guinan et Petr Harmanec, Cambridge University Press,‎ , p. 94 (ISBN 0521863481, DOI 10.1017/S1743921307003857, résumé, lire en ligne)
  29. ↑ (en) J. A. Anderson, « Application of Michelson's interferometer method to the measurement of close double stars », Astrophysical Journal, vol. 51,‎ , p. 263–275 (DOI 10.1086/142551, lire en ligne).
  30. ↑ (en) Bob Tubbs, « Modern Optical Interferometry », Astronomical Optical Interferometry: A Literature Review, St. John's College, Cambridge, (consulté le )
  31. ↑ a et b (en) C. A. Hummel, J. T. Armstrong, A. Quirrenbach, D. F. Buscher, D. Mozurkewich, N. M. II Elias et R. E Wilson, « Very high precision orbit of Capella by long baseline interferometry », The Astronomical Journal, vol. 107, no 5,‎ , p. 1859–1867 (DOI 10.1086/116995, lire en ligne)
  32. ↑ (de) R. Furuhjelm, « Ein schwacher Begleiter zu Capella », Astronomische Nachrichten, vol. 197, no 4715,‎ , p. 181 (lire en ligne)
  33. ↑ (en) Carl L. Stearns, « Note on duplicity of Capella H », Astronomical Journal, vol. 45, no 1048,‎ , p. 120 (DOI 10.1086/105349, lire en ligne)
  34. ↑ (en) G. P. Kuiper, « Confirmation of the Duplicity of Capella H », Astrophysical Journal, vol. 84,‎ , p. 359 (DOI 10.1086/143788, lire en ligne).
  35. ↑ (en) Krzysztof G. Hełminiak et al., « Precision astrometry of a sample of speckle binaries and multiples with the adaptive optics facilities at the Hale and Keck II telescopes », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 400, no 1,‎ , p. 406-421 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2009.15495.x, Bibcode 2009MNRAS.400..406H, arXiv 0908.3468, résumé, lire en ligne [html], consulté le )
    L'article a été reçu par la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society le 16 mars 2009, acceptée par son comité de lecture le 28 juillet 2009 et mis en ligne le 21 novembre 2009.

Bibliographie modifier

  : document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

  •  (en) Fred Schaaf, The brightest stars : discovering the universe through the sky's most brilliant stars, New Jersey, John Wiley & Sons, , 281 p. (ISBN 978-0-471-70410-2, lire en ligne)
  • M. Duflot, « Capella », L'Astronomie, vol. 68,‎ , p. 143-147 (lire en ligne)

Voir aussi modifier

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