W Ursae Minoris

Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite	16h 08m 27,268 36s
Déclinaison	+86° 11′ 59,550 8″
Constellation	Petite Ourse
Magnitude apparente	8,51 à 9,59
	Localisation dans la constellation : Petite Ourse
Type spectral	A1/2V (A3V + G2IV)
Variabilité	Algol
Vitesse radiale	−15,3 ± 1,1 km/s
Mouvement propre	μα = −11,839 mas/a; μδ = +15,943 mas/a
Parallaxe	2,437 4 ± 0,016 9 mas
Distance	410,3 ± 2,8 pc (∼1 340 al)
Magnitude absolue	−0,01 ± 0,09 / +2,92 ± 0,15
Masse	3,22 ± 0,08 M☉ / 1,44 ± 0,05 M☉
Rayon	9,63 ± 0,04 R☉ / 3,09 ± 0,03 R☉
Gravité de surface (log g)	3,83 ± 0,02 / 3,62 ± 0,02
Luminosité	89 ± 6 L☉ / 6,5+1,3; −1,1 L☉
Température	9 310 ± 90 K / 5 240 ± 200 K
Métallicité	[Fe/H] = +0,5 ± 0,2
Âge	≈400 Ma
Compagnon	W UMi B
Demi-grand axe (a)	10,01 ± 0,06 R☉
Excentricité (e)	0
Période (P)	1,701 137 1 j
Inclinaison (i)	83,57 ± 0,18°
Époque du périastre (τ)	2 452 500,396 0 HJD
Demi-amplitude (K1)	90,4 ± 1,5 km/s
Demi-amplitude (K2)	196,6 ± 2,6 km/s

W Ursae Minoris (en abrégé W UMi est une étoile binaire à éclipses de neuvième magnitude de la constellation de la Petite Ourse. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, le système est distant d'environ ∼ 1 350 a.l. (∼ 414 pc) de la Terre^[2]. Il se rapproche du Système solaire à une vitesse radiale de −15 km/s^[6].

W Ursae Minoris est une binaire à éclipses semi-détachée de type Algol, dont la magnitude apparente passe de 8,51 à 9,59 tous les 1,7 jour alors que, vu de la Terre, l'une des étoiles du système passe devant l'autre^[3]. Il s'agit également d'une binaire spectroscopique à raies doubles^[6]. Le spectre combiné du système correspond à celui d'une étoile blanche de la séquence principale de type spectral A1/2V^[4]. Sa variabilité est découverte le 7 avril 1913 par Thomas Astbury^[8].

Les deux étoiles de la binaire à éclipses ont des masses calculées de 3,2 M_☉ et de 1,4 M_☉ respectivement. Des modèles de leur évolution et de transfert de masse suggèrent que la composante qui est actuellement la secondaire était à l'origine celle qui était la plus massive des deux. La période orbitale du système a décru au fil du temps et les étoiles ont rempli leur lobe de Roche, faisant que l'étoile qui était à l'origine la plus massive a perdu de la masse au profit de la composante qui est ainsi devenu la nouvelle étoile primaire du système. Actuellement, la période orbitale de W UMi décroît de 0,02 s/an et elle pourrait devenir une binaire à contact dans 40 à 50 millions d'années^[6].

Un léger changement dans la période orbitale de W UMi observé en 1973 suggère qu'il existe une troisième composante dans le système, probablement une naine rouge. Sa période orbitale serait de 62,2 ± 3,9 années^[9]. Une autre étude suggère plutôt que ce compagnon a une masse minimale de 0,49 M_☉ et une période orbitale d'environ 72 ans^[6].

Notes et références

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

↑ (en) Edward J. Devinney, Douglas S. Hall et David H. Ward, « Two Independent Photoelectric Light Curves and Solutions of W Ursae Minoris », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 82, n^o 484,‎ février 1970, p. 10 (DOI 10.1086/128884 , Bibcode 1970PASP...82...10D).
(en) A. Vallenari et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3 : Summary of the content and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 674,‎ juin 2023, article n^o A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211). Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
(en) N. N. Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, n^o 1,‎ 2017, p. 80-88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne, consulté le 27 mars 2026).
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↑ (en) Oleg Yu Malkov, « Semidetached double-lined eclipsing binaries: Stellar parameters and rare classes », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 491, n^o 4,‎ février 2020, p. 5489–5497 (DOI 10.1093/mnras/stz3363 , Bibcode 2020MNRAS.491.5489M).
(en) Faruk Soydugan, Esin Soydugan et Fahri Aliçavuş, « Investigation of near-contact semi-detached binary W UMi through observations and evolutionary models », Research in Astronomy and Astrophysics, vol. 20, n^o 4,‎ avril 2020, article n^o 052 (DOI 10.1088/1674-4527/20/4/52 , Bibcode 2020RAA....20...52S, arXiv 1912.03664).
(en) V* W UMi -- Spectroscopic Binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
↑ (en) T. H. Astbury, « Two new Variable Stars 12 and 13.1913 Ursae minoris [sic] », Astronomische Nachrichten, vol. 194, n^o 23,‎ mai 1913, p. 514-416 (DOI 10.1002/asna.19131942306 , Bibcode 1913AN....194..413A).
↑ (en) J. M. Kreiner et al., « Period analysis of three close binary systems: TW And, TT Her and W UMi », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 383, n^o 4,‎ février 2008, p. 1506–1512 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2007.12652.x , Bibcode 2008MNRAS.383.1506K).

Liens externes

(en) W Ursae Minoris sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.

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[SIMBAD-7] (en) V* W UMi -- Spectroscopic Binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.

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