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« 16 Ursae Majoris » : différence entre les versions

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maj astrométrie avec Gaia DR3 ; relecture
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== Environnement stellaire ==
== Environnement stellaire ==
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== Propriétés ==
== Propriétés ==
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== Lien externe ==
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{{Palette|Étoiles de la Grande Ourse}}
{{Palette|Étoiles de la Grande Ourse}}

Version du 2 mai 2024 à 00:57

c Ursae Majoris

16 Ursae Majoris
c Ursae Majoris
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 09h 14m 20,54204s[1]
Déclinaison +61° 25′ 23,9411″[1]
Constellation Grande Ourse
Magnitude apparente 5,20

Localisation dans la constellation : Grande Ourse

(Voir situation dans la constellation : Grande Ourse)
Caractéristiques
Type spectral G0
Indice U-B +0,58
Indice B-V +0,08
Astrométrie
Vitesse radiale −14,3 ± 0,3 km/s[2]
Mouvement propre μα = −7,826 mas/a[1]
μδ = −31,083 mas/a[1]
Parallaxe 49,414 5 ± 0,154 4 mas[1]
Distance 20,237 ± 0,063 pc (∼66 al)[3]
Magnitude absolue 3,75 ± 0,06 / 8,2 ± 0,6
Caractéristiques physiques
Masse 1,213 / 0,59-0,66 M☉
Rayon 2,6 ± 0,1 / 0,50 ± 0,14 R☉
Température 5 871 / 7 400 K
Métallicité [Fe/H] =
Orbite
Demi-grand axe (a) 2,9 ± 0,2 mas
Excentricité (e) 0,106 35 ± 0,000 54
Période (P) 16,239 631 ± 0,000 015 an
Inclinaison (i) 106,0 ± 12,0°
Longitude du nœud ascendant (Ω) 107,0 ± 14,0°

Désignations

c UMa, 16 UMa, GJ 337.1, GJ 9290, HD 79028, HIP 45333, HR 3648, BD+62°1058, SAO 14819[3]

modifier Consultez la documentation du modèle

16 Ursae Majoris (en abrégé 16 UMa) ou c Ursae Majoris (dans la désignation de Bayer) est un système binaire d'étoiles de la constellation de la Grande Ourse. Il a une magnitude apparente visuelle de 5,20[4] et est donc visible à l'œil nu. Les mesures de la parallaxe annuelle du système par le satellite Gaia donnent une estimation de distance de 66 années-lumière du Soleil[1].

Environnement stellaire

16 Ursae Majoris s'approche de la Terre avec une vitesse radiale de −14,3 km/s. Son passage au périhélie se produira dans 1,3 million d'années. Le système sera alors à quatre parsecs (13 années-lumière) du Soleil[5]. C'est probablement un membre du disque mince de la Voie Lactée[6].

Aucune trace d’excès infrarouge qui pourrait indiquer la présence d'un disque de débris autour de l'étoile n'a été trouvée[7].

Propriétés

Le nature binaire de 16 Ursae Majoris a été découverte par l'Observatoire fédéral d'astrophysique en 1919[8]. Les deux étoiles orbitent l'une autour de l'autre avec une période de 16,2 jours et une excentricité de 0,1. Le demi-grand axe de leur orbite intercepte un angle d'environ 2,9 millisecondes d'arc et le plan de l'orbite est incliné d'un angle de 106 degrés par rapport à la ligne de visée[9].

L’étoile la plus massive a un type spectral G0V, ce qui suggère qu'elle est une naine jaune semblable par exemple à Iota Persei. Elle a une masse d'environ 1,2 fois la masse du Soleil et un rayon de 2,6 fois le rayon du Soleil. La différence de magnitude entre les deux étoiles est estimée à 4,5 ± 0,6. La seconde étoile est probablement une naine orange. Le système n'affiche aucune indication d’activité chromosphérique[9].

Références

  1. ↑ 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.
  2. ↑ (en) G. A. Gontcharov, « Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system », Astronomy Letters, vol. 32, no 11,‎ , p. 759 (DOI 10.1134/S1063773706110065, Bibcode 2006AstL...32..759G, arXiv 1606.08053)
  3. ↑ a et b (en) * c UMa -- Spectroscopic Binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  4. ↑ (en) J.-C. Mermilliod, SIMBAD Astronomical database, « Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished) », Non publié,‎ (Bibcode 1986EgUBV........0M)
  5. ↑ (en) C. A. L. Bailer-Jones, « Close encounters of the stellar kind », Astronomy & Astrophysics, vol. 575,‎ , p. 13, article no A35 (DOI 10.1051/0004-6361/201425221, Bibcode 2015A&A...575A..35B, arXiv 1412.3648)
  6. ↑ (en) I. Ramírez, C. Allende Prieto et D. L. Lambert, « Oxygen abundances in nearby FGK stars and the galactic chemical evolution of the local disk and halo », The Astrophysical Journal, vol. 764, no 1,‎ , p. 78 (DOI 10.1088/0004-637X/764/1/78, Bibcode 2013ApJ...764...78R, arXiv 1301.1582)
  7. ↑ (en) C. Eiroa, J. P. Marshall, A. Mora, B. Montesinos, O. Absil, J. Ch. Augereau, A. Bayo, G. Bryden, W. Danchi, C. del Burgo, S. Ertel, M. Fridlund, A. M. Heras, A. V. Krivov, R. Launhardt, R. Liseau, T. Löhne, J. Maldonado, G. L. Pilbratt, A. Roberge, J. Rodmann, J. Sanz-Forcada, E. Solano, K. Stapelfeldt, P. Thébault, S. Wolf, D. Ardila, M. Arévalo, C. Beichmann, V. Faramaz, B. M. González-García, R. Gutiérrez, J. Lebreton, R. Martínez-Arnáiz, G. Meeus, D. Montes, G. Olofsson, K. Y. L. Su, G. J. White, D. Barrado, M. Fukagawa, E. Grün, I. Kamp, R. Lorente, A. Morbidelli, S. Müller, H. Mutschke, T. Nakagawa, I. Ribas et H. Walker, « DUst around NEarby Stars. The survey observational results », Astronomy & Astrophysics, vol. 555,‎ , article no A11 (DOI 10.1051/0004-6361/201321050, Bibcode 2013A&A...555A..11E, arXiv 1305.0155)
  8. ↑ (en) J. S. Plaskett, W. E. Harper et R. K. Young, « Fourth list of spectroscopic binaries », Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, vol. 13,‎ , p. 372–378 (Bibcode 1919JRASC..13..372P, lire en ligne)
  9. ↑ a et b (en) Fekel Francis C., Williamson Michael H., Muterspaugh Matthew W., Pourbaix Dimitri, Willmarth Daryl et Tomkin Jocelyn, « New Precision Orbits of Bright Double-Lined Spectroscopic Binaries. IX. HD 54371, HR 2692, and 16 Ursa Majoris », The Astronomical Journal, vol. 149, no 2,‎ , p. 13, article no 63 (DOI 10.1088/0004-6256/149/2/63, Bibcode 2015AJ....149...63F)

Lien externe

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