W Ursae Majoris

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W Ursae Majoris
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière de W Ursae Majoris, réalisée à partir des données du télescope spatial TESS[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 09h 43m 45,47045s[2]
Déclinaison +55° 57′ 09,0616″[2]
Constellation Grande Ourse
Magnitude apparente 7,90[3] (7,75–8,48)

Localisation dans la constellation : Grande Ourse

(Voir situation dans la constellation : Grande Ourse)
Caractéristiques
Type spectral F8Vp + F8Vp[4]
Indice U-B +0,08[3]
Indice B-V +0,66[3]
Variabilité W UMa
Astrométrie
Vitesse radiale −46 km/s[5]
Mouvement propre μα = +17,168 mas/a[2]
μδ = −28,886 mas/a[2]
Parallaxe 19,266 7 ± 0,018 9 mas[2]
Distance 51,903 0 ± 0,050 9 pc (∼169 al)[4]
Caractéristiques physiques
Masse 1,190 / 0,570 M☉[6]
Rayon 1,084 / 0,775 R☉[7]
Rotation 144,40 ± 6,52 km/s[8]
Orbite
Demi-grand axe (a) 2,443 R☉[7]
Période (P) 0,333 6 j
Inclinaison (i) 86,0°

Désignations

HD 83950, BD+56°1400, HIP 47727, SAO 27364, CCDM 09438 +5557, ADS 7494[4]

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W Ursae Majoris (en abrégé W UMa) est une étoile binaire de la constellation boréale de la Grande Ourse. Elle a une magnitude apparente d'environ 7,9[3], ce qui est trop faible pour être visible à l'œil nu mais elle peut être vue avec un petit télescope[9]. Les mesures de la parallaxe annuelle du système par le satellite Gaia le place à une distance de ∼ 169,2 a.l. (∼ 51,9 pc) de la Terre[2].

En 1903, les astronomes allemands Gustav Müller et Paul Kempf ont découvert que la luminosité de ce système variait. Il est devenu depuis le prototype et l'éponyme d'un type d'étoiles variables appelées variables de type W Ursae Majoris[10]. Le système est constitué de deux étoiles sur une orbite circulaire serrée avec une période de 0,333 6 jours, soit 8 heures et 23 secondes[6]. Durant chaque cycle, chaque étoile éclipse l'autre, provoquant une baisse de magnitude. La magnitude maximale de la paire est de 7,75. Durant l'éclipse de la primaire, la magnitude totale baisse de 0,73, alors que l'éclipse de la secondaire provoque une baisse de magnitude de 0,68[11].

Les deux étoiles de W Ursae Majoris sont si proches l'une de l'autre que leurs enveloppes extérieures sont en contact direct, ce qui en fait une binaire à contact. En conséquence, elles ont le même type spectral F8Vp, qui correspond au spectre d'une étoile de la séquence principale qui tire son énergie de la fusion nucléaire de l'hydrogène. Cependant, la composante primaire a une masse et un rayon plus grand que la secondaire, avec 1,19 fois la masse du Soleil et 1,08 fois le rayon du Soleil. La secondaire a 0,57 masse solaire et 0,78 rayon solaire[6],[7].

La période orbitale du système a changé depuis 1903, ce qui pourrait être le résultat d'un transfert de masse ou d'un effet de freinage des champs magnétiques. Des taches stellaires ont été observées sur la surface des étoiles et de fortes émissions de rayons X ont été détectées, indiquant un haut niveau d'activité magnétique, commun aux variables de type W UMa. Cette activité magnétique pourrait jouer un rôle dans la régulation de la périodicité et de l'amplitude des transferts de masse[10].

W Ursae Majoris possède un compagnon de 12e magnitude portant la désignation ADS 7494B. Elles pourraient se déplacer conjointement dans l'espace[12].

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ (en) « MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes », Space Telescope Science Institute (consulté le )
  2. ↑ a b c d e et f (en) A. Vallenari et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3 : Summary of the content and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 674,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211). Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
  3. ↑ a b c et d (en) O. J. Eggen, « Three-color photometry of the components in 228 wide double and multiple systems », The Astronomical Journal, vol. 68,‎ , p. 483–514 (DOI 10.1086/109000, Bibcode 1963AJ.....68..483E)
  4. ↑ a b et c (en) W UMa -- Spectroscopic binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  5. ↑ (en) Ralph Elmer Wilson, General Catalogue of Stellar Radial Velocities, Washington, Carnegie Institution of Washington, (Bibcode 1953GCRV..C......0W)
  6. ↑ a b et c (en) S. Bilir et al., « Kinematics of W Ursae Majoris type binaries and evidence of the two types of formation », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 357, no 2,‎ , p. 497–517 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2005.08609.x, Bibcode 2005MNRAS.357..497B, arXiv astro-ph/0411291)
  7. ↑ a b et c (en) K. Gazeas et K. Stȩpień, « Angular momentum and mass evolution of contact binaries », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 390, no 4,‎ , p. 1577–1586 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13844.x, Bibcode 2008MNRAS.390.1577G, arXiv 0803.0212)
  8. ↑ (en) Russel J. White, Jared M. Gabor et Lynne A. Hillenbrand, « High-Dispersion Optical Spectra of Nearby Stars Younger Than the Sun », The Astronomical Journal, vol. 133, no 6,‎ , p. 2524–2536 (DOI 10.1086/514336, Bibcode 2007AJ....133.2524W, arXiv 0706.0542)
  9. ↑ (en) P. Clay Sherrod et Thomas L. Koed, A Complete Manual of Amateur Astronomy : Tools and Techniques for Astronomical Observations, Courier Dover Publications, coll. « Astronomy Series », , 319 p. (ISBN 0-486-42820-6, lire en ligne), p. 9
  10. ↑ a et b (en) N. Morgan, M. Sauer et E. Guinan, « New Light Curves and Period Study of the Contact Binary W Ursae Majoris », Information Bulletin on Variable Stars, vol. 4517,‎ , p. 1 (Bibcode 1997IBVS.4517....1M)
  11. ↑ (en) O. Yu. Malkov et al., « A catalogue of eclipsing variables », Astronomy & Astrophysics, vol. 446, no 2,‎ , p. 785–789 (DOI 10.1051/0004-6361:20053137, Bibcode 2006A&A...446..785M)
  12. ↑ (en) S. M. Rucinski, W.-X. Lu et J. Shi, « Spectral-line broadening functions of W UMa-type binaries. III - W UMa », The Astronomical Journal, vol. 106, no 3,‎ , p. 1174–1180 (DOI 10.1086/116716, Bibcode 1993AJ....106.1174R)

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