16 Ursae Majoris

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16 Ursae Majoris
c Ursae Majoris
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 09h 14m 20,54261s
Déclinaison +61° 25′ 23,9407″
Constellation Grande Ourse
Magnitude apparente 5,20

Localisation dans la constellation : Grande Ourse

(Voir situation dans la constellation : Grande Ourse)
Ursa Major IAU.svg
Caractéristiques
Type spectral G0
Indice U-B +0,58
Indice B-V +0,08
Astrométrie
Vitesse radiale −14,3 km/s
Mouvement propre μα = −6,98 mas/a
μδ = −32,15 mas/a
Parallaxe 51,10 ± 0,32 mas
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
Binaire
Demi-grand axe (a) 2,9±0,2 mas
Excentricité (e) 0,10635±0,00054
Période (P) 16,239 631 ± 0,000 015 an
Inclinaison (i) 106,0±12,0°
Argument du périastre (ω) °
Longitude du nœud ascendant (Ω) 107,0±14,0°
Époque du périastre (τ) JJ

Autres désignations

c UMa, 16 UMa (Flamsteed), HR 3648, HD 79028, SAO 14819, BD+62 1058, HIP 45333

16 Ursae Majoris (ou c Ursae Majoris) est un système binaire d'étoiles de la constellation de la Grande Ourse. Il a une magnitude apparente visuelle de 5,20[1] et est donc visible à l'œil nu. Les mesures de parallaxe conduisent à une estimation de la distance à 63,8 années-lumière du Soleil[2].

Le nature binaire de ce système a été découverte par l'Observatoire fédéral d'astrophysique en 1919[3]. 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[4].

L’étoile la plus massive a un type spectral G0V, ce qui suggère qu'elle est une naine jaune semblable 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[4].

Aucune trace d’excès infrarouge qui pourrait indiquer la présence d'un disque de débris autour de l'étoile n'a été trouvée[5]. c UMa s'approche de la Terre avec une vitesse radiale de −14,3 kilomètres par seconde. Le passage au périhélie se produira dans 1,3 million d'années. Le système sera alors à 4 parsecs (13 années-lumière) du Soleil[6]. C'est probablement un membre du disque mince de la Voie Lactée[7].

Références[modifier | modifier le code]

  1. (en) J.-C. Mermilliod, « Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished) », Non publié,‎ (Bibcode 1986EgUBV........0M)
  2. F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy and Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
  3. 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)
  4. a et b 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 (DOI 10.1088/0004-6256/149/2/63, Bibcode 2015AJ....149...63F)
  5. 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,‎ , A11 (DOI 10.1051/0004-6361/201321050, Bibcode 2013A&A...555A..11E, arXiv 1305.0155)
  6. C. A. L. Bailer-Jones, « Close encounters of the stellar kind », Astronomy & Astrophysics, vol. 575,‎ , p. 13 (DOI 10.1051/0004-6361/201425221, Bibcode 2015A&A...575A..35B, arXiv 1412.3648)
  7. 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)

Lien externe[modifier | modifier le code]