- Talitha Borealis
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Iota Ursae Majoris
Iota Ursae Majoris A/B/C Données d'observation
(Époque J2000)Ascension droite 08h 59m 12.4s Déclinaison +48° 02′ 30″ Constellation Grande Ourse Magnitude apparente 3,12/10,1/10,3 Caractéristiques Type spectral A7 IV/dM1 J/? Indice U-B 0,07 Indice B-V 0,19 Indice R-I ? Variabilité Suspectée Astrométrie Vitesse radiale 7,6 km/s Mouvement propre μα=-441,12 mas/a
μδ=-215,21 mas/aParallaxe 68,32 ± 0,79 mas Distance 47,7 ± 0,6 al
(14,6 ± 0,2 pc)Magnitude absolue 2,29 Caractéristiques physiques Masse 1,7 M☉ Rayon 1,5 R☉ Gravité de surface (log g) ? Luminosité 9 L☉ Température 8 165 K Métallicité ? Rotation 151 km/s Âge ? a Autres désignations Talitha, Talitha Borealis, Alphikra Borealis, 9 UMa (Flamsteed), G 331, HR 3569, BD+48 1707, HD 76644, LHS 2084/2083, LTT 12347, GCTP 2143.00, SAO 42630, FK5 335, GC 12407, ADS 7114, CCDM 08592 +4803, HIP 44127 Iota Ursae Majoris (ι UMa / ι Ursae Majoris) est un système d'étoiles de la constellation de la Grande Ourse. Elle est à environ 47,7 années-lumière de la Terre. Elle porte les noms traditionnels Talitha, Talitha Borealis et Alphikra Borealis, et 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.[1]
Le système Iota Ursae Majoris est composé de deux étoiles binaires. La composante la plus brillante, Iota Ursae Majoris A, est une sous-géante blanche de type A avec une magnitude apparente de +3,12. C'est une binaire spectroscopique dont les composantes ont une période orbitale de 4028 jours.
La compagne binaire est composée des étoiles de 9ème magnitude Iota Ursae Majoris B et de 10ème magnitude Iota Ursae Majoris C. Ces deux étoiles orbitent l'une autour de l'autre sur une période de 39,7 années, et sont séparées par environ 0,7 arcsecondes, soit au moins 10 unités astronomiques (ua). Les deux systèmes binaires orbitent l'un autour de l'autre en 818 ans. 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 arcsecondes, soit au moins 156 ua. En 1971, leur séparation s'était réduite à 4,5 arcsecondes, soit au moins 66 ua.
Références
- ↑ Apollo 15 Lunar Surface Journal, Post-landing Activities, commentary at 105:11:33
Liens externes
- (en) Iota Ursae Majoris sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg
- (en) NightSky Friday: Rotanev, Derf, Navi, and other Backward Star Names – article de Space.com
- (en) ARICNS
- (en) Alcyone ephemeris
- (en) James B. Kaler, « Iota Ursae Majoris » sur Stars
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