Capella - Capella

Capella

Capella est l'étoile la plus brillante d'Auriga
Données d'observation Époque J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS )
Constellation	Aurige
UNE
Ascension droite	05 h 16 m 41.35871 s
Déclinaison	+45° 59′ 52.7693″
Magnitude apparente (V)	+0,08 (+0,03 – +0,16)
H
Ascension droite	05 h 17 m 23.728 s
Déclinaison	+45° 50′ 22,97″
Magnitude apparente (V)	10.16
L
Ascension droite	05 h 17 m 23.943 s
Déclinaison	+45° 50′ 19,84″
Magnitude apparente (V)	13.7
Caractéristiques
UNE
Type spectral	G3III :
Indice de couleur U−B	+0.44
Indice de couleur B−V	+0.80
Indice de couleur V−R	-0,3
Indice de couleur R−I	+0.44
Type de variable	RS CVn (soupçonné)
Aa
Stade évolutif	Touffe rouge
Type spectral	K0III
Un B
Stade évolutif	sous-géante
Type spectral	G1III
H
Stade évolutif	Séquence principale ( naine rouge )
Type spectral	M2,5 V
Indice de couleur U−B	1.24
Indice de couleur B−V	1,50
Indice de couleur R−I	0,91
L
Stade évolutif	Séquence principale ( naine rouge )
Type spectral	M4 :
Astrométrie
UNE
Vitesse radiale (R v )	+29,9387 ± 0,0032 km/s
Mouvement correct (μ)	RA :  75,52  mas / an Déc. :  −427,11  mas / an
Parallaxe (π)	76,20 ± 0,46  ma
Distance	42,919 ± 0,049  ly (13,159 ± 0,015  pc )
Aa
Magnitude absolue  (M V )	+0.296
Un B
Magnitude absolue  (M V )	+0.167
HL
Vitesse radiale (R v )	31,63 ± 0,14 km/s
H
Mouvement correct (μ)	RA :  88,57  mas / an Déc. :  -428,91  mas / an
Parallaxe (π)	74.9521 ± 0,0188  mas
Distance	43,52 ± 0,01  ly (13,342 ± 0,003  pc )
Magnitude absolue  (M V )	9.53
L
Mouvement correct (μ)	RA :  54,1  mas / an Déc. :  -417,5  mas / an
Parallaxe (π)	75.1838 ± 0,0534  mas
Distance	43,38 ± 0,03  ly (13,301 ± 0,009  pc )
Magnitude absolue  (M V )	13.1
Orbite
Primaire	Aa
Un compagnon	Un B
Période (P)	104,02128 ± 0,00016 d
Demi-grand axe (a)	0,056442 ± 0,000023 " ( 0,74272 ± 0,00069 UA )
Excentricité (e)	0,00089 ± 0,00011
Inclinaison (i)	137,156 ± 0,046 °
Longitude du nœud (Ω)	40,522 ± 0,039 °
Époque périastrone (T)	2.448.147,6 ± 2,6 JD
Argument du périastro (ω) (primaire)	342,6 ± 9,0 JD °
Semi-amplitude (K 1 ) (primaire)	25,9611 ± 0,0044 km/s
Semi-amplitude (K 2 ) (secondaire)	26,860 ± 0,0017 km/s
Orbite
Primaire	H
Un compagnon	L
Période (P)	300 ans
Demi-grand axe (a)	3,5" (40 UA)
Excentricité (e)	0,75
Inclinaison (i)	52°
Longitude du nœud (Ω)	288°
Époque périastrone (T)	2220
Argument du périastro (ω) (secondaire)	88°
Des détails
UNE
Metallicité [Fe/H]	−0,04 ± 0,06  dex
Âge	590-650  Myr
Aa
Masse	2,5687 ± 0,0074  M ☉
Rayon	11,98 ± 0,57  R ☉
Luminosité (bolométrique)	78,7 ± 4,2  L ☉
Gravité de surface (log  g )	2,691 ± 0,041  cg
Température	4 970 ± 50  K
Rotation	104 ± 3 jours
Vitesse de rotation ( v  sin  i )	4,1 ± 0,4 km/s
Un B
Masse	2,4828 ± 0,0067  M ☉
Rayon	8,83 ± 0,33  R ☉
Luminosité (bolométrique)	72,7 ± 3,6  L ☉
Gravité de surface (log  g )	2,941 ± 0,032  cg
Température	5 730 ± 60  K
Rotation	8,5 ± 0,2 jours
Vitesse de rotation ( v  sin  i )	35,0 ± 0,5 km/s
H
Masse	0,57  M ☉
Rayon	0,54 ± 0,03  R ☉
Luminosité (bolométrique)	0,05  L ☉
Gravité de surface (log  g )	4,75 ± 0,05  cg
Température	3 700 ± 150  K
Metallicité [Fe/H]	+0.1  dex
L
Masse	0,53  M ☉
Autres désignations
Alhajoth, Hokulei, α Aurigae, 13 Aurigae, ADS 3841, BD 45 1077, CCDM J05168 + 4559, FK5 193, GC 6427, HD 34029, HIP 24608, HR 1708, IDS 05093 + 4554, LTT 11619, NLTT 14766, PPM 47925, SAO 40186, WDS 05167+4600.
A : GJ 194
HL : GJ 195
H : G 96-29, LTT 11622, NLTT 14788, PPM 47938, 2MASS J05172386+4550229
G : VVO 238, 2MASSE J05172394+4550198
Références de la base de données
SIMBAD	Capella
	Capella H
	Capella L

Capella / k ə p ɛ l ə / , désigné α Aurigae ( latinisé à Alpha Aurigae , abrégé Alpha Aur , α Aur ), est la plus brillante étoile de la constellation de Auriga , la sixième plus brillante étoile dans le ciel nocturne , et troisième plus brillant de l' hémisphère nord après Arcturus et Vega . Un objet proéminent dans le ciel d'hiver nordique, il est circumpolaire aux observateurs au nord de 44°N . Son nom signifiant "petite chèvre" en latin , Capella représentait la chèvre Amalthée qui allaitait Zeus dans la mythologie classique. Capella est relativement proche, à 42,9 années-lumière (13,2  pc ) du Soleil . C'est l'une des sources de rayons X les plus brillantes du ciel, qui proviendrait principalement de la couronne de Capella Aa.

Bien qu'il semble être une seule étoile à l'œil nu, Capella est en fait un système stellaire quadruple organisé en deux paires binaires , composé des étoiles Capella Aa, Capella Ab, Capella H et Capella L. La paire primaire, Capella Aa et Capella Ab, sont deux étoiles géantes jaune vif , toutes deux environ 2,5 fois plus massives que le Soleil . La paire secondaire, Capella H et Capella L, est à environ 10 000 unités astronomiques (UA) de la première et sont deux naines rouges faibles, petites et relativement froides . Capella Aa et Capella Ab ont épuisé leur noyau d' hydrogène , et se sont refroidis et détendus, s'éloignant de la séquence principale . Ils sont sur une orbite circulaire très étroite à environ 0,74 UA l'un de l'autre et tournent l'un autour de l'autre tous les 104 jours. Capella Aa est la plus froide et la plus lumineuse des deux avec la classe spectrale K0III ; c'est 78,7 ± 4,2 fois la luminosité du Soleil et 11,98 ± 0,57 fois son rayon . Une étoile rouge vieillissante , elle fusionne l' hélium en carbone et en oxygène dans son noyau. Capella Ab est légèrement plus petit et plus chaud et de classe spectrale G1III ; il est 72,7 ± 3,6 fois plus lumineux que le Soleil et 8,83 ± 0,33 fois son rayon. C'est dans l' espace Hertzsprung , correspondant à une brève phase d'évolution sous-géante pendant qu'elle se dilate et se refroidit pour devenir une géante rouge . Plusieurs autres étoiles dans le même champ visuel ont été cataloguées comme compagnons mais sont physiquement indépendantes.

Nomenclature

Capella est l'étoile la plus brillante de la constellation d'Auriga (en haut à gauche).

Aurigae ( latinisé en Alpha Aurigae ) est la désignation Bayer du système stellaire . Il a également la désignation Flamsteed 13 Aurigae. Il est répertorié dans plusieurs catalogues à étoiles multiples sous les noms ADS 3841, CCDM J05168+4559 et WDS J05167+4600. En tant que système stellaire relativement proche, Capella est répertorié dans le catalogue Gliese-Jahreiss avec les désignations GJ 194 pour la brillante paire de géantes et GJ 195 pour la faible paire de naines rouges.

Le nom traditionnel Capella est latin pour (petite) chèvre femelle ; le nom alternatif Capra était plus couramment utilisé à l'époque classique. En 2016, l' Union astronomique internationale a organisé un groupe de travail sur les noms des étoiles (WGSN) pour cataloguer et normaliser les noms propres des étoiles. Le premier bulletin du WGSN de juillet 2016 comprenait un tableau des deux premiers lots de noms approuvés par le WGSN ; qui comprenait Capella pour cette étoile. Il est maintenant ainsi inscrit dans le Catalogue des noms des étoiles de l'AIU. Le catalogue des noms d'étoiles répertorie Capella comme s'appliquant à l'étoile α Aurigae Aa.

Historique des observations

Capella était l'étoile la plus brillante du ciel nocturne d'il y a 210 000 ans à 160 000 ans, avec une magnitude apparente d' environ -1,8 . À -1,1, Aldebaran était le plus brillant avant cette période ; elle et Capella étaient situées assez près l'une de l'autre dans le ciel et se rapprochaient des étoiles polaires boréales à l'époque.

On pense que Capella est mentionnée dans une inscription akkadienne datant du 20ème siècle avant JC. Son symbolisme associé à la chèvre remonte à la Mésopotamie sous la forme d'une constellation appelée "GAM", "Gamlum" ou "MUL.GAM" dans le document MUL.APIN du VIIe siècle av . GAM représentait un cimeterre ou un escroc et peut avoir représenté l'étoile seule ou la constellation d'Auriga dans son ensemble. Plus tard, les astronomes bédouins ont créé des constellations qui étaient des groupes d'animaux, où chaque étoile représentait un animal. Les étoiles d'Auriga comprenaient un troupeau de chèvres, association également présente dans la mythologie grecque. On l'appelle parfois l' étoile du berger dans la littérature anglaise. Capella était considérée comme un présage de pluie à l'époque classique.

Bâtiment J (premier plan) à Monte Albán

Le bâtiment J du site précolombien de Monte Albán dans l' État d' Oaxaca au Mexique a été construit vers 275 avant JC, avec une orientation différente des autres structures du complexe. Ses marches sont alignées perpendiculairement à la montée de Capella à cette époque, de sorte qu'une personne regardant par une porte du bâtiment lui aurait fait face directement. Capella est importante car son lever héliaque a eu lieu dans la journée suivant le passage du Soleil directement au-dessus de Monte Albán.

Statut multiple

Le professeur William Wallace Campbell de l' observatoire Lick a annoncé que Capella était binaire en 1899, sur la base spectroscopiques observations-il noté sur des plaques photographiques prises à partir Août 1896 à Février 1897 un deuxième spectre est apparu superposé au premier, et qu'il y avait un changement de doppler au violet en septembre et octobre et au rouge en novembre et février, ce qui montre que les composants se rapprochent et s'éloignent de la Terre (et donc en orbite). Presque simultanément, l'astronome britannique Hugh Newall avait observé son spectre composite avec un spectroscope à quatre prismes attaché à un télescope de 25 pouces (64 cm) à Cambridge en juillet 1899, concluant qu'il s'agissait d'un système d'étoiles binaires .

De nombreux observateurs ont essayé de discerner les étoiles composantes sans succès. Connu sous le nom de « l'ami de l'interféromètre », il a été résolu pour la première fois par interférométrie en 1919 par John Anderson et Francis Pease à l'observatoire du mont Wilson , qui a publié une orbite en 1920 sur la base de leurs observations. Ce fut la première mesure interférométrique de tout objet en dehors du système solaire . Une orbite de haute précision a été publiée en 1994 sur la base des observations de l' interféromètre stellaire Mark III , toujours à l'observatoire du mont Wilson. Capella est également devenu le premier objet astronomique à être imagé par un interféromètre optique à élément séparé lorsqu'il a été imagé par le télescope de synthèse à ouverture optique de Cambridge en septembre 1995.

En 1914, l'astronome finlandais Ragnar Furuhjelm a observé que le binaire spectroscopique avait une faible étoile compagne, qui, comme son mouvement propre était similaire à celui du binaire spectroscopique, lui était probablement physiquement liée. En février 1936, Carl L. Stearns remarqua que ce compagnon paraissait être le double lui-même ; cela a été confirmé en septembre de la même année par Gerard Kuiper . Cette paire est désignée Capella H et L.

Source de rayons X

Deux Aerobee-Hi vols à la roquette le 20 Septembre 1962, et le 15 Mars 1963, détectés et confirmés une radiographie source Auriga à RA 05 ^h 09 ^m décembre + 45 °, identifié comme Capella. L'astronomie stellaire aux rayons X a commencé le 5 avril 1974, avec la détection des rayons X de Capella. Un vol de fusée à cette date a brièvement calibré son système de contrôle d'attitude lorsqu'un capteur stellaire a pointé l'axe de la charge utile vers Capella. Au cours de cette période, des rayons X compris entre 0,2 et 1,6 keV ont été détectés par un système de réflecteur à rayons X co-aligné avec le capteur d'étoiles. La luminosité des rayons X ( L _x ) de ~10 ²⁴ W (10 ³¹ erg s ⁻¹ ) est de quatre ordres de grandeur au-dessus de la luminosité des rayons X du Soleil. On pense que les rayons X de Capella proviennent principalement de la couronne de l'étoile la plus massive. Capella est la source de rayons X ROSAT 1RXS J051642.2+460001. La température élevée de la couronne de Capella telle qu'obtenue à partir du premier spectre de rayons X coronal de Capella en utilisant HEAO 1 nécessiterait un confinement magnétique, à moins qu'il ne s'agisse d'un vent coronal fluide.

Observation

Image annotée du ciel nocturne montrant Auriga et les Pléiades — Capella est l'étoile la plus brillante, vers le haut à gauche

Avec une magnitude apparente moyenne de +0,08, Capella est l'objet le plus brillant dans la constellation Auriga , la sixième plus brillante étoile dans le ciel nocturne, la troisième plus brillante dans le nord de l' hémisphère céleste (après Arcturus et Vega ), et la quatrième plus brillante visible à l'œil nu depuis la latitude 40°N . Il semble être d'une riche couleur blanc jaunâtre, bien que la couleur jaune soit plus apparente lors de l'observation de la lumière du jour avec un télescope, en raison du contraste avec le ciel bleu.

Capella est plus proche du pôle nord céleste que toute autre étoile de première magnitude . Sa déclinaison septentrionale est telle qu'elle est en fait invisible au sud de la latitude 44°S, ce qui inclut l'extrême sud de la Nouvelle-Zélande , de l' Argentine et du Chili ainsi que les îles Falkland . A l'inverse elle est circumpolaire au nord de 44°N : pour l'ensemble du Royaume-Uni et du Canada (à l'exception d'une partie du sud de l'Ontario ), la majeure partie de l' Europe , et les franges les plus septentrionales des États-Unis contigus , l'étoile ne se couche jamais. Capella et Vega sont sur les côtés opposés du pôle, à peu près à la même distance de celui-ci, de sorte qu'une ligne imaginaire entre les deux étoiles passera presque par Polaris . Visible à mi-chemin entre la ceinture d'Orion et Polaris, Capella est à son plus haut niveau dans le ciel nocturne à minuit début décembre et est considérée comme une étoile proéminente du ciel d'hiver du nord.

A quelques degrés au sud-ouest de Capella se trouvent trois étoiles, Epsilon Aurigae , Zeta Aurigae et Eta Aurigae , dont les deux dernières sont connues sous le nom de "The Kids", ou Haedi . Les quatre forment un motif familier, ou astérisme , dans le ciel.

Distance

Sur la base d'un décalage de parallaxe annuel de 76,20 millisecondes d' arc (avec une marge d'erreur de 0,46 milliseconde d'arc) tel que mesuré par le satellite Hipparcos , ce système est estimé à 42,8 années-lumière (13,12 parsecs ) de la Terre , avec une marge d'erreur de 0,3 année-lumière (0,09 parsec). Une méthode alternative pour déterminer la distance est via la parallaxe orbitale , qui donne une distance de 42,92 années-lumière (13,159 parsecs) avec une marge d'erreur de seulement 0,1%. On estime que Capella était un peu plus proche du système solaire dans le passé, passant à moins de 29 années-lumière de distance il y a environ 237 000 ans. À cette plage, il aurait brillé à une magnitude apparente de -0,82, comparable à Canopus aujourd'hui.

Dans un article de 1960, l'astronome américain Olin J. Eggen a conclu que Capella était un membre du groupe en mouvement des Hyades , un groupe d'étoiles se déplaçant dans la même direction que l' amas des Hyades , après avoir analysé son mouvement propre et sa parallaxe . Les membres du groupe ont le même âge, et ceux qui sont environ 2,5 fois plus massifs que le Soleil ont quitté la séquence principale après avoir épuisé leurs réserves d'hydrogène de base et se développent et se refroidissent en géantes rouges .

Système stellaire

Composantes Capella comparées au Soleil

Il y a plusieurs étoiles à quelques minutes d' arc de Capella et certaines ont été répertoriées comme compagnons dans divers catalogues d'étoiles multiples. Le Washington Double Star Catalogue répertorie les composants A, B, C, D, E, F, G, H, I, L, M, N, O, P, Q et R, A étant l' étoile à l' œil nu . La plupart ne sont que des compagnons en ligne de mire , mais la paire rapprochée de naines rouges H et L est à la même distance que la composante lumineuse A et se déplace dans l'espace avec elle. Capella A est elle-même un binaire spectroscopique avec des composantes Aa et Ab, toutes deux des étoiles géantes . La paire de géantes est séparée de la paire de naines rouges de 723 " .

L'astronome américain Robert Burnham Jr. a décrit un modèle à l'échelle du système où Capella A était représenté par des sphères de 13 et 7 pouces de diamètre, séparées par dix pieds. Les naines rouges mesuraient alors chacune 0,7 pouce de diamètre et elles étaient séparées de 420 pieds. À cette échelle, les deux paires sont distantes de 21 milles.

Capella A

Diagramme de Hertzsprung-Russell montrant une trajectoire évolutive pour une étoile d'environ la masse des deux géantes Capella. Les états actuels de Capella Aa et Ab sont marqués.

Capella A se compose de deux étoiles évoluées jaunes qui ont été calculées pour orbiter l'une autour de l'autre tous les 104,02128 ± 0,00016 jours, avec un demi -grand axe de 111,11 ± 0,10 million de km (0,74272 ± 0,00069 UA), à peu près la distance entre Vénus et le Soleil. La paire n'est pas un binaire à éclipse, c'est-à-dire, vue de la Terre, aucune étoile ne passe devant l'autre. L'orbite est connue avec une extrême précision et peut être utilisée pour dériver une parallaxe orbitale avec une bien meilleure précision que celle mesurée directement. Les étoiles ne sont pas assez proches les unes des autres pour que le lobe de Roche de l'une ou l'autre étoile ait été rempli et qu'un transfert de masse significatif ait eu lieu, même pendant le stade de géante rouge de l'étoile primaire.

La convention moderne désigne l'étoile la plus froide et la plus lumineuse comme composante Aa et son type spectral a généralement été mesuré entre G2 et K0. Le plus chaud Ab secondaire a été donné divers types spectraux de fin (refroidisseur) F ou au début (plus chaud) G. Le type spectral MK des deux étoiles ont été mesurés plusieurs fois, et ils sont tous deux affectés systématiquement une classe de luminosité III indiquant une étoile géante . Le spectre composite semble être dominé par l'étoile primaire en raison de ses raies d'absorption plus nettes ; les lignes du secondaire sont élargies et brouillées par sa rotation rapide. La classe spectrale composite est donnée approximativement comme G3III, mais avec une mention spécifique des caractéristiques dues à un composant plus froid. Les types spécifiques publiés les plus récents sont K0III et G1III, bien que des valeurs plus anciennes soient encore largement citées telles que G5IIIe + G0III du Bright Star Catalog ou G8III + G0III d'Eggen. Lorsque le contexte est clair, ces deux composants ont été appelés A et B.

Les magnitudes apparentes individuelles des deux étoiles composantes ne peuvent pas être mesurées directement, mais leur luminosité relative a été mesurée à diverses longueurs d'onde. Ils ont une luminosité à peu près égale dans le spectre de la lumière visible, la composante secondaire la plus chaude étant généralement plus brillante de quelques dixièmes de magnitude. Une mesure de 2016 donne la différence de magnitude entre les deux étoiles à une longueur d'onde de 700 nm comme 0,00 ± 0,1.

Les propriétés physiques des deux étoiles peuvent être déterminées avec une grande précision. Les masses sont calculées directement à partir de la solution orbital, avec Aa étant 2,5687 ± 0,0074  M _☉ et Ab étant 2,4828 ± 0,0067  M _☉ . Leurs rayons angulaires ont été mesurés directement ; en combinaison avec la distance très précise, ce qui donne 11,98 ± 0,57  R _☉ et 8,83 ± 0,33  R _☉ pour Aa et Ab, respectivement. Leurs températures de surface peuvent être calculées par comparaison des spectres observés et synthétiques, mesure directe de leurs diamètres angulaires et brillances, étalonnage par rapport à leurs indices de couleur observés et démêlage des spectres à haute résolution. Les moyennes pondérées de ces quatre méthodes donnent 4 970 ± 50 K pour Aa et 5 730 ± 60 pour Ab. Leurs luminosités bolométriques sont dérivées le plus précisément de leurs magnitudes apparentes et de leurs corrections bolométriques , mais sont confirmées par des calculs à partir des températures et des rayons des étoiles. Aa est 78,7 ± 4,2 fois plus lumineuse que le Soleil et Ab 72,7 ± 3,6 fois plus lumineuse, donc l'étoile définie comme la composante primaire est la plus lumineuse lorsque toutes les longueurs d'onde sont considérées mais très légèrement moins brillante aux longueurs d'onde visuelles.

Estimées à 590 à 650 millions d'années, les étoiles étaient probablement à l'extrémité chaude de la classe spectrale A au cours de leur durée de vie de séquence principale , similaire à Vega . Ils ont maintenant épuisé leur noyau d'hydrogène et ont évolué à partir de la séquence principale, leurs couches externes se dilatant et se refroidissant. Malgré la classe de luminosité géante, la composante secondaire est très clairement dans l' espace de Hertzsprung sur le diagramme de Hertzsprung-Russell , toujours en expansion et en refroidissement vers la branche géante rouge , ce qui en fait une sous - géante en termes d'évolution. Le primaire plus massif est déjà passé par cette étape, lorsqu'il a atteint un rayon maximum de 36 à 38 fois celui du Soleil. C'est maintenant une étoile rouge en bloc qui fusionne l' hélium en carbone et en oxygène dans son noyau, un processus qui n'a pas encore commencé pour l'étoile moins massive. Une analyse détaillée montre qu'il approche de la fin de cette étape et recommence à s'étendre ce qui le conduira à la branche géante asymptotique . Les abondances isotopiques et les vitesses de spin confirment cette différence évolutive entre les deux étoiles. Les abondances d'éléments lourds sont largement comparables à celles du Soleil et la métallicité globale est légèrement inférieure à celle du Soleil.

La période de rotation de chaque étoile peut être mesurée en observant les variations périodiques des décalages Doppler de leurs raies spectrales. Les vitesses de rotation absolues des deux étoiles sont connues à partir de leurs inclinaisons, périodes de rotation et tailles, mais les vitesses de rotation équatoriales projetées mesurées à l'aide de l'élargissement Doppler des raies spectrales sont une mesure standard et elles sont généralement citées. Capella Aa a une vitesse de rotation projetée de 4,1 ± 0,4 km par seconde, prenant 104 ± 3 jours pour effectuer une rotation, tandis que Capella Ab tourne beaucoup plus rapidement à 35,0 ± 0,5 km par seconde, réalisant une rotation complète en seulement 8,5 ± 0,2 jours . Le freinage rotationnel se produit dans toutes les étoiles lorsqu'elles se développent en géantes, et les étoiles binaires sont également freinées par les marées . Capella Aa a ralenti jusqu'à ce qu'elle soit verrouillée en rotation sur la période orbitale, bien que la théorie prédise qu'elle devrait encore tourner plus rapidement à partir d'un point de départ d'une séquence principale A en rotation rapide.

Capella a longtemps été suspectée d'être légèrement variable. Son amplitude d'environ 0,1 magnitude signifie qu'il peut parfois être plus brillant ou plus faible que Rigel , Bételgeuse et Vega , qui sont également variables. Le système a été classé comme variable RS Canum Venaticorum , une classe d'étoiles binaires avec des chromosphères actives qui causent d'énormes taches stellaires , mais il n'est toujours répertorié que comme variable suspectée dans le Catalogue général des étoiles variables . Exceptionnellement pour les systèmes RS CVn, l'étoile la plus chaude, Capella Ab, a l'atmosphère la plus active car elle est située dans l'espace Hertzsprung, une étape où elle modifie son moment angulaire et approfondit sa zone de convection .

Les atmosphères actives et la proximité de ces étoiles font qu'elles comptent parmi les sources de rayons X les plus brillantes du ciel. Cependant, l'émission de rayons X est due à des structures coronales stables et non à une activité de torchage éruptif. Des boucles coronales plus grandes que le Soleil et avec des températures de plusieurs millions de kelvins sont susceptibles d'être responsables de la majorité des rayons X.

Capella HL

Le septième compagnon publié pour Capella, le composant H, est physiquement associé à l'étoile primaire brillante. C'est une naine rouge séparée de la paire de géantes de type G par une distance d'environ10 000 UA . Il a son propre compagnon proche, une naine rouge encore plus faible qui se trouvait à 1,8″ de distance lorsqu'elle a été découverte en 1935. C'est la composante L dans les catalogues d'étoiles doubles. En 2015, la séparation était passée à 3,5″, ce qui était suffisant pour permettre de dériver des paramètres orbitaux provisoires , 80 ans après sa découverte. Le catalogue Gliese-Jahreiss des étoiles proches désigne le système binaire comme GJ 195. Les deux composants sont alors appelés individuellement GJ 195 A et B.

Les deux étoiles auraient une différence de magnitude visuelle de 3,5 (2,3 mag dans la bande passante du vaisseau spatial Gaia ), bien que la différence soit beaucoup plus petite aux longueurs d' onde infrarouges . Ceci est inattendu et peut indiquer d'autres compagnons invisibles.

La masse des étoiles peut, en principe, être déterminée à partir du mouvement orbital, mais les incertitudes sur l'orbite ont conduit à des résultats très variables. En 1975, une orbite 388 ans excentrique a donné des masses de 0,65  M _☉ et 0,13  M _☉ . Une plus petite orbite quasi circulaire publiée en 2015 avait une orbite de 300 ans, profitant des contraintes de masse de 0,57  M _☉ et 0,53  M _☉ , respectivement, pour GJ 195 A et B, en fonction de leurs grandeurs infrarouges.

Compagnons visuels

Six compagnons visuels de Capella ont été découverts avant Capella H et ne sont généralement connus que sous les noms de Capella B à G. Aucun ne semble être physiquement associé à Capella, bien que tous semblent plus proches dans le ciel que la paire HL.

Le composant F est également connu sous le nom de TYC 3358-3142-1. Elle est répertoriée avec un type spectral de K bien qu'elle soit incluse dans un catalogue d'étoiles OB en tant qu'étoile lumineuse lointaine.

La composante G est BD+45 1076, avec un type spectral F0, à une distance de 401 années-lumière (123 parsecs). Il est identifié comme un membre variable du Guide Star Catalogue d' après les observations de Chandra bien qu'on ne sache pas quel type de variabilité. Il est connu pour être une source de rayons X avec une couronne active.

Plusieurs autres étoiles ont également été cataloguées comme compagnons de Capella. Les composants I, Q et R sont des étoiles de 13e magnitude à des distances de 92″, 133″ et 134″. V538 Aurigae et son proche compagnon HD 233153 sont des naines rouges à dix degrés de Capella ; ils ont des mouvements spatiaux très similaires mais la petite différence permet qu'il ne s'agisse que d'une coïncidence. Deux étoiles faibles ont été découvertes par imagerie de speckle dans le champ Capella HL, à environ 10″ de distance de cette paire. Ceux-ci ont été catalogués comme Capella O et P. On ne sait pas s'ils sont physiquement associés à la binaire naine rouge.

Étymologie et culture

Capella traditionnellement marque la épaule gauche de aurige éponyme de la constellation, ou, selon le 2ème siècle astronome Ptolémée de Almageste , la chèvre que l'aurige porte. Dans l'œuvre Uranometria de Bayer en 1603 , Capella marque le dos du conducteur de char. Les trois Haedi avaient été identifiés comme une constellation distincte par Pline l'Ancien et Manilius , et s'appelaient Capra , Caper ou Hircus , qui se rapportent tous à son statut d'« étoile de la chèvre ». Ptolémée a fusionné l'aurige et les chèvres dans l' Almageste du IIe siècle .

Dans la mythologie grecque , l'étoile représentait la chèvre Amalthée qui allaitait Zeus . C'était cette chèvre dont la corne, après avoir été accidentellement brisée par Zeus, a été transformée en Corne d'abondance , ou "corne d'abondance", qui serait remplie de tout ce que son propriétaire désirait. Bien que le plus souvent associée à Amalthea, Capella a parfois été associée à la propriétaire d'Amalthea, une nymphe . Le mythe de la nymphe dit que l'apparence hideuse de la chèvre, ressemblant à une Gorgone, était en partie responsable de la défaite des Titans , après que Zeus ait écorché la chèvre et l'ait portée comme son égide .

Dans les récits médiévaux, il portait le nom peu commun Alhajoth (également orthographié Alhaior , Althaiot , Alhaiset , Alhatod , Alhojet , Alanac , Alanat , Alioc ), qui (surtout le dernier) peut être une corruption de son nom arabe, العيوق , al- ^c ayyūq. ^c Ayyūq n'a pas de signification claire en arabe, mais peut être une forme arabisée du grec αίξ aiks « chèvre » ; cf. le grec moderne Aiga , le féminin de chèvre. Aux Bédouins du Néguev et du Sinaï , Capella al-'Ayyūq ath-Thurayyā "Capella des Pléiades ", de par son rôle de rappel de la position de cet astérisme. Un autre nom en arabe était Al-Rākib "le chauffeur", une traduction du grec.

Pour les anciens Baltes , Capella était connue sous le nom de Perkūno Ožka « la chèvre du tonnerre », ou Tikutis . A l'inverse dans le folklore slave macédonien, Capella était Jastreb "le faucon", volant haut au-dessus et prêt à bondir sur Mère Poule (les Pléiades) et le Coq (Nath).

Astrologiquement , Capella laisse présager des honneurs et des richesses civiques et militaires . Au Moyen Âge , elle était considérée comme une étoile fixe béhénienne , avec la pierre saphir et les plantes marrube, menthe, armoise et mandragore comme attributs. Cornelius Agrippa a énuméré son signe kabbalistique avec le nom Hircus (latin pour chèvre ).

Dans la mythologie hindoue , Capella était considérée comme le cœur de Brahma , Brahma Hṛdaya . Dans l'astronomie chinoise traditionnelle , Capella faisait partie de l' astérisme 五車( Wŭ chē ; anglais : Five Chariots ), qui se composait de Capella avec Beta Aurigae , Theta Aurigae et Iota Aurigae , ainsi que Beta Tauri . Puisqu'il s'agissait de la deuxième étoile de cet astérisme, il porte le nom chinois 五車二( Wŭ chē èr ; anglais : Second of the Five Chariots ).

En quechua, on l'appelait Colça ; les Incas tenaient l'étoile en haute estime. Les Hawaïens considéraient Capella comme faisant partie d'un astérisme Ke ka o Makali'i ("L'écope de canoë de Makali'i") qui les aidait à naviguer en mer. Appelée Hoku-lei « couronne d'étoiles », elle a formé cet astérisme avec Procyon , Sirius , Castor et Pollux . Dans le folklore tahitien, Capella était Tahi-ari'i , l'épouse de Fa'a-nui (Auriga) et la mère du prince Ta'urua ( Vénus ) qui navigue dans le ciel avec sa pirogue. Dans l'astronomie inuit , Capella, avec Menkalinan ( Beta Aurigae ), Pollux (Beta Geminorum) et Castor (Alpha Geminorum), formaient une constellation Quturjuuk , « clavicules », les deux paires d'étoiles désignant chacune un os. Utilisée pour la navigation et le chronométrage de nuit, la constellation a été reconnue de l' Alaska à l'ouest du Groenland. Les Gwich'in ont vu Capella et Menkalinan a formé shreets'ą įį vidzee , l'oreille droite de la grande constellation circumpolaire Yahdii , qui couvrait une grande partie du ciel nocturne, et dont l'orientation facilitait la navigation et le chronométrage.

Dans la mythologie aborigène australienne pour le peuple Boorong de Victoria, Capella était Purra , le kangourou , poursuivi et tué par les jumeaux Gémeaux voisins, Yurree ( Castor ) et Wanjel ( Pollux ). Le peuple Wardaman du nord de l'Australie connaissait l'étoile sous le nom de Yagalal , une écaille de poisson cérémonielle, apparentée à Guwamba le barramundi ( Aldebaran ).

Homonymes

• Capella , un cratère lunaire au nord de la Mare Nectaris , ne porte pas le nom de l'étoile
• USS  Capella  (AK-13) et USNS Capella (T-AKR-293) , les deux navires de l' US Navy
• Mazda Capella , un modèle d'automobile fabriqué par Mazda

Dans la fiction

" Friday's Child ", un épisode de 1967 de Star Trek : The Original Series écrit par DC Fontana , se déroule sur la planète fictive Capella IV. Le Dr McCoy déclare avoir vécu sur la planète et être familier avec sa culture. Le roman très apprécié de 1972 The Listeners implique un programme de type SETI sur Terre en communication avec une civilisation extraterrestre dans le système Capella.

Voir également

• Liste des étoiles les plus brillantes
• Liste des étoiles brillantes les plus proches
• Les étoiles les plus brillantes de l'histoire

Remarques

Les références

Sources

• Allen, Richard Hinckley (2013) [1899]. Noms d'étoile : Leurs traditions et signification (le  rédacteur de réimpression ). Société de messagerie. ISBN 978-0-486-13766-7.
• Burnham, Robert Jr. (1978). Manuel céleste de Burnham : Guide d'un observateur de l'univers au-delà du système solaire, volume un : Andromeda-Cetus (éd. révisé et élargi). Publications de Douvres. ISBN 978-0-486-23567-7.
• Ridpath, Ian ; Tirion, Wil (2001). Guide des étoiles et des planètes . Presse de l'Université de Princeton. ISBN 978-0-691-08913-3.
• Brosch, Noé (2008). Sirius compte . Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4020-8319-8.
• Schaaf, Fred (2008). Les étoiles les plus brillantes : à la découverte de l'univers à travers les étoiles les plus brillantes du ciel . Wiley. ISBN 978-0-470-24917-8.
• Winterburn, Émilie (2009). Le guide de l'observateur d'étoiles : comment lire notre ciel nocturne . Plante vivace Harper. ISBN 978-0-06-178969-4.

Coordonnées : 05 ^h 16 ^m 41.3591 ^s , 45° 59′ 52.768″