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36 Ursae Majoris

étoile binaire de la constellation de la Grande Ourse

36 Ursae Majoris (en abrégé 36 UMa) est une étoile binaire[16] de la constellation boréale de la Grande Ourse. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,82[3]. D'après la mesure de leurs parallaxes annuelles, les deux étoiles sont situées à ∼ 42 a.l. (∼ 12,9 pc) de la Terre[1],[2]. Elle s'en rapprochent à une vitesse radiale héliocentrique de −9 km/s[1],[8].

36 Ursae Majoris A / B
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite

10h 30m 37,57927s[1]

10h 30m 25,30888s[2]
Déclinaison

+55° 58′ 49,9397″[1]

+55° 59′ 56,8554″[2]
Constellation Grande Ourse
Magnitude apparente 4,82[3] / 8,86[4]

Localisation dans la constellation : Grande Ourse

(Voir situation dans la constellation : Grande Ourse)
Caractéristiques
Stade évolutif séquence principale
Type spectral F8 V[5] / K7Ve[6]
Indice U-B −0,01[3]
Indice B-V +0,52[3] / +1,34[7]
Astrométrie
Vitesse radiale +8,57 ± 0,12 km/s[1] / +8,985 ± 0,004 km/s[8]
Mouvement propre μα = −177,045 mas/a[1] / −182,443 mas/a[2]
μδ = −32,634 mas/a[1] / −32,034 mas/a[2]
Parallaxe 77,248 5 ± 0,080 5 mas[1] / 77,407 2 ± 0,018 2 mas[2]
Distance 12,945 ± 0,014 pc (∼42,2 al)[9] / 12,919 ± 0,003 pc (∼42,1 al)[10]
Magnitude absolue +4,29[11] / +8,2[7]
Caractéristiques physiques
Masse 1,10 M☉[1] / 0,626 M☉[4]
Rayon 1,17 R☉[1] / 0,648 R☉[4]
Gravité de surface (log g) 4,23[1] / 4,61[4]
Luminosité 1,69 L☉[1] / 0,10 L☉[12]
Température 6 066 K[1] / 4 132 K[12]
Métallicité [Fe/H] = −0,09[13] / −0,08[12]
Rotation 1,50 km/s[13] / 9 km/s[14]
Âge 4,0 Ga[1] / 5 Ga[15]

Désignations

36 UMa, HR 4112, WDS J10306 +5559AB[9]

36 UMa A : BD+56°1459, GJ 395, HD 90839, HIP 51459, FK5 394, NLTT 24513, SAO 27670[9]

36 UMa B : BD+56°1458, GJ 394, HD 237903, NLTT 24505, SAO 27668[10]

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Propriétés

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L'étoile la plus brillante des deux, désignée 36 UMa A, est un analogue solaire, ce qui signifie que ses propriétés la rendent similaire au Soleil. Elle est 10 % plus massive que lui, possède un rayon 17 % plus grand que le rayon solaire, et elle est estimée être âgée de quatre milliards d'années[1]. C'est une étoile jaune-blanc de la séquence principale de type spectral F8 V qui génère son énergie par la fusion de l'hydrogène dans son noyau[5]. L'étoile est 69 % plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 6 066 K[1].

Son compagnon, 36 UMa B, la plus faible des deux, brille à une magnitude apparente de 8,86 et elle partage un mouvement propre commun avec 36 UMa A. En date de 2016, elle était située à une distance angulaire de 122,8 secondes d'arc et à un angle de position de 303° de l'étoile primaire[17]. C'est une naine rouge de type spectral K7 Ve[6]. Elle est 63 % aussi massive que le Soleil et son rayon est 65 % aussi grand que le rayon solaire[4], mais elle est seulement 10 % aussi lumineuse que lui[12].

36 Ursae Majoris possède un second compagnon de magnitude 11,44 et désigné 36 UMa C. En date de 2015, cette étoile était située à une distance angulaire de 238,7″ et à un angle de position de 292° de l'étoile primaire[17]. Elle ne partage pas le mouvement propre des deux autres étoiles, et elle est à la fois plus massive et plus lumineuse qu'elles, tout en étant située beaucoup plus loin[18].

Recherche d'objets substellaires

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Selon Nelson & Angel (1998), 36 Ursae Majoris A pourrait héberger au moins une planète jovienne ou une naine brune à de grandes séparations de l'étoile, avec des périodes orbitales proposées de 10–15, 25 ou 50 ans[19]. Les auteurs ont établi des limites hautes de 1,1–2, 5,3 et 24 masses joviennes pour ces objets planétaires supposés, respectivement[19]. Lippincott (1983) avait déjà remarqué la possible présence d'un compagnon massif invisible (qui fait près de 70 fois la masse de Jupiter), juste sous la limite qui le sépare du régime stellaire, ce qui en ferait une naine brune[20]. Les paramètres pour cet objet substellaire supposé montrant une période orbitale de 18 ans et une excentricité élevée (e = 0,8). De même, Campbell et al. (1988) ont présumé l'existence d'objets planétaires ou de naines brunes moins massives que 14 masses joviennes autour de 36 UMa A[21].

Néanmoins, aucun compagnon planétaire n'a encore été détecté ou confirmé avec certitude autour de l'étoile. L'équipe de l'observatoire McDonald a établi des limites sur la présence d'une ou de plusieurs planètes, excluant la présence d'objets avec des masses entre 0,13 et 2,5 masses joviennes et à des séparations moyennes s'étendant entre 0,05 et 5,2 ua[22].

Un excès d'émission dans l'infrarouge a été détecté venant de 36 UMa A, ce qui indique très probablement la présence d'un disque de débris en orbite. Il est situé à un rayon de 38,6 ua de l'étoile et la température de la poussière est de 50 K[23].

Notes et références

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  1. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o et p (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. ↑ 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) H. L. Johnson et al., « UBVRIJKL photometry of the bright stars », Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 4, no 99,‎ (Bibcode 1966CoLPL...4...99J)
  4. ↑ a b c d et e (en) Keivan G. Stassun et al., « The Revised TESS Input Catalog and Candidate Target List », The Astronomical Journal, vol. 158, no 4,‎ , p. 138 (DOI 10.3847/1538-3881/ab3467, Bibcode 2019AJ....158..138S, arXiv 1905.10694)
  5. ↑ a et b (en) R. O. Gray et al., « Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I. », The Astronomical Journal, vol. 126, no 4,‎ , p. 2048-2059 (DOI 10.1086/378365, Bibcode 2003AJ....126.2048G, arXiv astro-ph/0308182)
  6. ↑ a et b (en) B. Deka-Szymankiewicz et al., « The Penn State - Toruń Centre for Astronomy Planet Search stars. IV. Dwarfs and the complete sample », Astronomy & Astrophysics, vol. 615,‎ , article no A31 (DOI 10.1051/0004-6361/201731696, Bibcode 2018A&A...615A..31D, arXiv 1801.02899)
  7. ↑ a et b (en) S. Boro Saikia et al., « Chromospheric activity catalogue of 4454 cool stars. Questioning the active branch of stellar activity cycles », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A108 (DOI 10.1051/0004-6361/201629518, Bibcode 2018A&A...616A.108B, arXiv 1803.11123)
  8. ↑ a et b (en) C. Soubiran et al., « Gaia Data Release 2. The catalogue of radial velocity standard stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , p. 8, article no A7 (DOI 10.1051/0004-6361/201832795, Bibcode 2018A&A...616A...7S, arXiv 1804.09370)
  9. ↑ a b et c (en) * 36 UMa -- High Proper Motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  10. ↑ a et b (en) * 36 UMa B -- High Proper Motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  11. ↑ (en) B. Nordström et al., « The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs », Astronomy & Astrophysics, vol. 418, no 3,‎ , p. 989–1019 (DOI 10.1051/0004-6361:20035959, Bibcode 2004A&A...418..989N, arXiv astro-ph/0405198)
  12. ↑ a b c et d (en) Eric Gaidos et Andrew W. Mann, « M dwarf metallicities and giant planet occurrence: ironing out uncertainties and systematics », The Astrophysical Journal, vol. 791, no 1,‎ , p. 9, article no 54 (DOI 10.1088/0004-637X/791/1/54, Bibcode 2014ApJ...791...54G, arXiv 1406.4071)
  13. ↑ a et b (en) F. Llorente de Andrés et al., « The evolution of lithium in FGK dwarf stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 654,‎ , article no A137 (DOI 10.1051/0004-6361/202141339, Bibcode 2021A&A...654A.137L, arXiv 2108.05852)
  14. ↑ (en) Ricardo López-Valdivia et al., « Effective Temperatures of Low-mass Stars from High-resolution H-band Spectroscopy », The Astrophysical Journal, vol. 879, no 2,‎ , p. 105 (DOI 10.3847/1538-4357/ab2129, Bibcode 2019ApJ...879..105L, arXiv 1905.05076)
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  16. ↑ (en) Andreï Tokovinine, « Updated Multiple Star Catalog (MSC) », VizieR, (consulté le )
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  18. ↑ (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.
  19. ↑ a et b (en) A. F. Nelson et J. R. P. Angel, « The Range of Masses and Periods Explored by Radial Velocity Searches for Planetary Companions », The Astrophysical Journal, vol. 500, no 2,‎ , p. 940–957 (DOI 10.1086/305741, Bibcode 1998ApJ...500..940N, arXiv astro-ph/9802194)
  20. ↑ (en) S. L. Lippincott, « An unseen companion to 36 Ursae Majoris a from analysis of plates taken with the Sproul 61-cm refractor », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 95,‎ , p. 775 (DOI 10.1086/131252  , Bibcode 1983PASP...95..775L)
  21. ↑ (en) Kaylene A. Murdoch, J. B. Hearnshaw et M. Clark, « A search for substellar companions to southern solar-type stars », The Astrophysical Journal, vol. 413, no 1,‎ , p. 349–363 (DOI 10.1086/173003, Bibcode 1993ApJ...413..349M)
  22. ↑ (en) Wittemeyer et al., « Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program », The Astronomical Journal, vol. 132, no 1,‎ , p. 177–188 (DOI 10.1086/504942, Bibcode 2006AJ....132..177W, arXiv astro-ph/0604171)
  23. ↑ (en) C. Eiroa et al., « 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)

Liens externes

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