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Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite	04h 15m 32,0568s
Déclinaison	+08° 53′ 32,492″
Constellation	Taureau
Magnitude apparente	4,27
	Localisation dans la constellation : Taureau
Type spectral	B3IV
Indice U-B	−0,51
Indice B-V	−0,05
Variabilité	SPB
Vitesse radiale	+16,3 ± 0,6 km/s
Mouvement propre	μα = +20,881 mas/a; μδ = −22,789 mas/a
Parallaxe	6,665 1 ± 0,331 9 mas
Distance	150,035 3 ± 7,471 3 pc (∼489 al)
Magnitude absolue	−1,45
Masse	6,7 M☉
Gravité de surface (log g)	3,75
Luminosité	462 L☉
Température	16 980 K
Métallicité	[Fe/H] = −0,16
Rotation	89 km/s

Mu Tauri (μ Tauri / μ Tau) est une étoile de la constellation zodiacale du Taureau. D'une teinte bleutée, elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,27^[2]. Distante d'environ 490 années-lumière, elle est membre de l'association stellaire de Mu Tauri, dont elle est l'une des étoiles les plus brillantes. Mu Tauri est une étoile sous-géante de type B qui arrive à la fin de sa vie sur la séquence principale.

Environnement stellaire

Mu Tauri présente une parallaxe de 6,67 ± 0,33 mas telle que mesurée par le satellite Gaia, ce qui permet d'en déduire qu'elle est distante d'environ ∼ 490 a.l. (∼ 150 pc) de la Terre^[1]. Elle s'éloigne du système solaire à une vitesse radiale de +16 km/s^[6].

Mu Tauri ne possède pas de compagnon stellaires connus qui lui seraient directement associés^[11]. Elle est toutefois membre de l'association de Mu Tauri (abrégé MUTA), à qui elle a donné son nom car elle en est l'une des étoiles les plus brillantes. Il s'agit d'une association d'étoiles se déplaçant ensemble dans l'espace et partageant une origine commune, dont l'âge est estimé à 62 ± 7 millions d'années^[12].

Propriétés

Mu Tauri est une étoile sous-géante bleu-blanc de type spectral B3IV^[3]. Sa vitesse radiale a été soupçonnée de présenter une variabilité au début du XX^e siècle, avant que des relevés plus détaillés dans les années 1950 puis 1970 ne montrent qu'elle est en fait constante^[13]. Le satellite TESS a mis en évidence que l'étoile connaît des pulsations de basse fréquence typiques des étoiles de type B à pulsation lente (SPB)^[5].

L'étoile est 6,7 fois plus massive que le Soleil^[7]. Sa luminosité est 462 fois plus grande que la luminosité solaire et sa température de surface est de 16 980 K^[8]. Elle tourne sur elle-même à une vitesse de rotation projetée de 89 km/s^[9].

Mu Tauri présente un excès d'émission en infrarouge à une longueur d'onde de 18 μm, faisant d'elle un possible hôte d'un disque de débris chaud et diffus^[14].

Notes et références

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Mu Tauri » (voir la liste des auteurs).

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↑ ^{a et b} (en) S. Burssens et al., « Variability of OB stars from TESS southern Sectors 1-13 and high-resolution IACOB and OWN spectroscopy », Astronomy & Astrophysics, vol. 639,‎ juillet 2020, p. 61, article n^o A81 (DOI 10.1051/0004-6361/202037700, Bibcode 2020A&A...639A..81B, arXiv 2005.09658, lire en ligne)
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↑ (en) * mu. Tau -- Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
↑ (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, n^o 2,‎ septembre 2008, p. 869–879 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, Bibcode 2008MNRAS.389..869E, arXiv 0806.2878)
↑ (en) Jonathan Gagné et al., « The μ Tau Association: A 60 Myr Old Coeval Group at 150 pc from the Sun », The Astrophysical Journal, vol. 903, n^o 2,‎ novembre 2020, p. 30, article n^o 96 (DOI 10.3847/1538-4357/abb77e, Bibcode 2020ApJ...903...96G, arXiv 2008.06139)
↑ (en) J. R. Percy et M. C. Lane, « Search for Beta Cephei stars. I - Photometric and spectroscopic studies of northern B-type stars », The Astronomical Journal, vol. 82,‎ mai 1977, p. 353–359 (DOI 10.1086/112057, Bibcode 1977AJ.....82..353P)
↑ (en) Daisuke Ishihara et al., « Faint warm debris disks around nearby bright stars explored by AKARI and IRSF », Astronomy & Astrophysics, vol. 601,‎ mai 2017, p. 18, article n^o A72 (DOI 10.1051/0004-6361/201526215, Bibcode 2017A&A...601A..72I, arXiv 1608.04480)