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Données d'observation
(époque J2000.0 (ICRS))
Ascension droite	04h 54m 03,01040s
Déclinaison	+66° 20′ 33,6365″
Constellation	Girafe
Magnitude apparente	4,301
	Localisation dans la constellation : Girafe
Type spectral	O9.5Iae
Indice U-B	−0,88
Indice B-V	+0,03
Indice R-I	0,00
Vitesse radiale	+6,1 km/s
Mouvement propre	μα = −0,13 mas/a; μδ = +6,89 mas/a
Parallaxe	0,52 ± 0,19 mas
Distance	environ 6 000 al; (environ 1 900 pc)
Magnitude absolue	−7,1
Masse	43,2 M☉
Rayon	36,8 R☉
Gravité de surface (log g)	3,00
Luminosité	680 000 L☉
Température	27 700 K
Rotation	80 km/s
Âge	~2 Ma

Alpha Camelopardalis (en abrégé α Cam) est une étoile de la constellation de la Girafe, ayant une magnitude apparente de 4,301^[2]. Elle est la troisième étoile la plus lumineuse de cette constellation circumpolaire assez peu remarquable, la première et la seconde étoile les plus lumineuses étant respectivement β Camelopardalis et CS Camelopardalis^[8]. C'est l'étoile la plus éloignée de la constellation visible à l'œil nu, à une distance d'environ 6 000 années-lumière de la Terre.

Propriétés

Alpha Camelopardalis est une étoile de type spectral O9,5Iae, où « Ia » indique que c'est une supergéante lumineuse bleue et « e » précise que son spectre comporte des raies d'émission. C'est une étoile massive ayant 43 fois la masse du Soleil et 37 fois son rayon. La température effective de l'enveloppe externe est de 27 700 K, beaucoup plus élevée que la température effective du Soleil (5 778 K), lui donnant la couleur bleue caractéristique d'une étoile de type O^[9]. Elle est 680 000 fois plus lumineuse que le Soleil^[6] et est un faible émetteur de rayons X^[10].

Variabilité

Alpha Camelopardalis montre plusieurs types de variabilité. Elle pourrait être une variable pulsante non-radiale, ce qui provoque des changements dans le spectre émis par la photosphère. Les raies d'absorption dans le domaine optique montrent des variations de vitesse radiale, bien qu'il existe une incertitude importante sur la période. Les estimations vont d'une période aussi courte que 0,36 jours jusqu'à 2,93 jours. Le vent stellaire de cette étoile n'est pas lisse et régulier, mais montre au contraire un comportement irrégulier à grande et à petite échelle^[11]. Elle perd de la masse rapidement par le biais de ce vent stellaire à un rythme d'environ 6,3 × 10⁻⁶ masse solaire par an^[6], ou l'équivalent de la masse du Soleil tous les 160 000 ans.

Binarité ?

En 1968, Alpha Camelopardalis fut classée comme binaire spectroscopique, indiquant qu'elle avait un compagnon stellaire orbitant avec une période de 3,68 jours et une excentricité orbitale de 0,45. Des études ultérieures ramenèrent la période à 3,24 jours. Cependant, en 2006 il fut admis que les variations du spectre étaient probablement le résultat de changements dans l'atmosphère ou dans le vent stellaire, et donc il s'agit plus probablement d'une étoile unique^[12]. Des observations par interférométrie des tavelures à l'aide du 3.67 m Advanced Electro Optical System Telescope à l'observatoire du Haleakalā n'ont pas permis de détecter de composante secondaire^[13].

Étoile en fuite

En 1961, il a été calculé qu'en se basant sur le mouvement propre d'Alpha Camelopardalis, on obtient une vitesse spatiale supérieure à 30 km/s^[14], et il a ainsi été proposé qu'elle soit une possible étoile en fuite qui aurait été éjectée de l'amas NGC 1502. Cette proposition reposait sur les propriétés cinématiques de l'étoile et de l'amas, ainsi que sur la situation de l'étoile à une latitude galactique élevée dans une zone dépourvue par ailleurs d'associations stellaires. Sur une période d'un million d'années, cette étoile aurait dû se déplacer de 1,4° seulement sur le fond du ciel, alors que son âge est estimé à seulement deux millions d'années^[7]. Il a été également proposé qu'elle soit une étoile en fuite éjectée de l'association OB Camelopardalis OB1, mais des observations ultérieures ont mis en doute cette hypothèse^[8].

Les étoiles en fuite telles que celle-ci qui possèdent un vent stellaire et qui se déplacent à une vitesse supersonique à travers le milieu interstellaire ont leur vent confiné par un arc de choc dû à la pression dynamique. La poussière de cet arc de choc peut être détectée par un télescope infrarouge^[15]. Un tel arc de choc a été observé par le télescope de la NASA WISE. L'étoile se déplace à une vitesse comprise entre 680 et 4 200 kilomètres par seconde^[16].

Nom traditionnel chinois

En chinois, 紫微右垣 (Zǐ Wēi Yòu Yuán), signifiant mur droit du palais pourpre interdit, fait référence à un astérisme constitué de α Camelopardalis, α Draconis, κ Draconis, λ Draconis, 24 Ursae Majoris, 43 Camelopardalis et BK Camelopardalis^[17]. Par conséquent, α Camelopardalis elle-même est appelée 紫微右垣六 (Zǐ Wēi Yòu Yuán liù, la sixième [étoile] du mur droit du palais pourpre interdit)^[18], représentant 少衛 (Shǎowèi) qui signifie deuxième garde impérial^[19]^,^[20]. 少衛 (Shǎowèi) a été convertie en Shaou Wei par R. H. Allen, signifiant « garde mineur », mais n'est pas clairement identifiée^[20].

Références

↑ ^{a b c d et e} (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy and Astrophysics, vol. 474, n^o 2,‎ novembre 2007, p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
↑ ^{a b c et d} (en) alf Cam -- Emission-line Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
↑ ^{a et b} (en) H. L. Johnson, B. Iriarte, R. I. Mitchell et W. Z. Wisniewskj, « UBVRIJKL photometry of the bright stars », Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 4, n^o 99,‎ 1966 (Bibcode 1966CoLPL...4...99J)
↑ HR 1542, database entry, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version), D. Hoffleit and W. H. Warren, Jr., CDS ID V/50. Accessed on line October 19, 2009.
↑ (en) Ralph Elmer Wilson, General catalogue of stellar radial velocities, Carnegie Institution of Washington, 1953 (Bibcode 1953QB901.W495.....)
↑ ^{a b c d e f g h et i} (en) N. Markova, « Spectral variability of luminous early type stars . II. Supergiant alpha Camelopardalis », Astronomy and Astrophysics, vol. 385,‎ avril 2002, p. 479–487 (DOI 10.1051/0004-6361:20020153, Bibcode 2002A&A...385..479M) See Table 1.
↑ ^{a et b} (en) A. Blaauw, « On the origin of the O- and B-type stars with high velocities (the "run-away" stars), and some related problems », Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, vol. 15,‎ mai 1961, p. 265 (Bibcode 1961BAN....15..265B)
↑ ^{a et b} (en) James B. Kaler, « Alpha Cam », sur Stars
↑ (en) « The Colour of Stars », Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, 21 décembre 2004 (consulté le 16 janvier 2012)
↑ (en) A. F. Aveni et H. J., Jr. Hunter, « Observational studies relating to star formation. I. », Astronomical Journal, vol. 72,‎ octobre 1967, p. 1019–1027 (DOI 10.1086/110378, Bibcode 1967AJ.....72.1019A)
↑ (en) R. K. Prinja, N. Markova, S. Scuderi et H. Markov, « The superimposed photospheric and stellar wind variability of the O-type supergiant α Camelopardalis », Astronomy and Astrophysics, vol. 457, n^o 3,‎ octobre 2006, p. 987–994 (DOI 10.1051/0004-6361:20065114, Bibcode 2006A&A...457..987P, arXiv astro-ph/0606720)
↑ (en) M. Virginia McSwain, Tabetha S. Boyajian, Erika D. Grundstrom et Douglas R. Gies, « A Spectroscopic Study of Field and Runaway OB Stars », The Astrophysical Journal, vol. 655, n^o 1,‎ janvier 2007, p. 473–483 (DOI 10.1086/509914, Bibcode 2007ApJ...655..473M, arXiv astro-ph/0608270)
↑ (en) Nils H. Turner, Theo A. ten Brummelaar, Lewis C. Roberts, Brian D. Mason, William I. Hartkopf et Douglas R. Gies, « Adaptive Optics Photometry and Astrometry of Binary Stars. III. a Faint Companion Search of O-Star Systems », The Astronomical Journal, vol. 136, n^o 2,‎ aout 2008, p. 554–565 (DOI 10.1088/0004-6256/136/2/554, Bibcode 2008AJ....136..554T, arXiv 0805.3162)
↑ (en) D. R. Gies, « The kinematical and binary properties of association and field O stars », Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 64,‎ juillet 1987, p. 545–563 (DOI 10.1086/191208, Bibcode 1987ApJS...64..545G)
↑ (en) Alberto Noriega-Crespo, Dave van Buren et Ruth Dgani, « Bow Shocks Around Runaway Stars.III.The High Resolution Maps », Astronomical Journal, vol. 113,‎ février 1997, p. 780–786 (DOI 10.1086/118298, Bibcode 1997AJ....113..780N)
↑ (en) Whitney Clavin, « Speed demon creates a shock », physorg, 11 mars 2011 (consulté le 24 décembre 2011)
↑ (zh) 中國星座神話, written by 陳久金. Published by 台灣書房出版有限公司, 2005, (ISBN 978-986-7332-25-7).
↑ (zh) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 6 月 11 日
↑ English-Chinese Glossary of Chinese Star Regions, Asterisms and Star Name, Hong Kong Space Museum. Accessed on line November 23, 2010
↑ ^{a et b} (en) Richard Hinckley Allen, Star-names and their meanings, G. E. Stechert, 1899 (lire en ligne), p. 106