W Ursae Minoris
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| Ascension droite | 16h 08m 27,268 36s[2] |
|---|---|
| Déclinaison | +86° 11′ 59,550 8″[2] |
| Constellation | Petite Ourse |
| Magnitude apparente | 8,51 à 9,59[3] |
Localisation dans la constellation : Petite Ourse   | |
| Type spectral | A1/2V[4] (A3V + G2IV)[5] |
|---|---|
| Variabilité | Algol[3] |
| Vitesse radiale | −15,3 ± 1,1 km/s[6] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −11,839 mas/a[2] μδ = +15,943 mas/a[2] |
| Parallaxe | 2,437 4 ± 0,016 9 mas[2] |
| Distance | 410,3 ± 2,8 pc (∼1 340 al)[7] |
| Magnitude absolue | −0,01 ± 0,09 / +2,92 ± 0,15[6] |
| Masse | 3,22 ± 0,08 M☉ / 1,44 ± 0,05 M☉[6] |
|---|---|
| Rayon | 9,63 ± 0,04 R☉ / 3,09 ± 0,03 R☉[6] |
| Gravité de surface (log g) | 3,83 ± 0,02 / 3,62 ± 0,02[6] |
| Luminosité |
89 ± 6 L☉ / 6,5+1,3 −1,1 L☉[6] |
| Température | 9 310 ± 90 K / 5 240 ± 200 K[6] |
| Métallicité | [Fe/H] = +0,5 ± 0,2[6] |
| Âge | ≈400 Ma[6] |
| Compagnon | W UMi B[6] |
|---|---|
| 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 |
Désignations
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 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].
