La variable Z UMi a fait beaucoup parler d'elle ces derniers mois; chez nous Jean Gunther en a parlé dans ses 'Notes de lecture' (bulletin n° 70) et notre secrétaire général Michel Verdenet dans sa 'Gazette des Etoiles Variables', n° 139 et 140. Nos collègues hongrois en avaient publié une carte, rectifiée depuis parce que la position de la variable étaient erronée dans le GCVS.

Dans notre bulletin Tome Vl, fasc. 1 de 1937, notre ancien président et fondateur de l'AFOEV Antoine Brun publiait un article intitulé 'Observations, éléments et courbes de lumière provisoires d'étoiles variables récemment découvertes'. Il s'agit de 4 étoiles découvertes peu auparavant par S. Beljawsky en comparant au blink microscope une série de clichés photographiques pris à l'Observatoire de Simeis en Crimée. L'annonce en a été faite dans 'Peremmenie Zvezd' (Variable Stars) VS vol. 4, 345 (1937). L'étoile qui nous intéresse portait le numéro provisoire SVS 598 et était donnée comme variable à longue période. Antoine Brun écrit:

"Cette variable n'existe pas dans le catalogue astrographique de Greenwich. Du 25 mars 1935 au 27 juillet 1937 (il connaissait donc la variabilité probable de l'étoile ?), j'en ai fait 101 observations, dont une vingtaine seulement sont négatives. Pendant l'intervalle de temps couvert par mes observations, l'étoile a donc été rarement plus faible que la 14ème grandeur. A ses maxima, elle a atteint la 11ème grandeur. Ses variations sont de longue durée, mais la courbe de lumière est anormale et ne ressemble pas à celle du type Mira: la croissance est lente et irrégulière. Cette courbe semble indiquer une variation périodique d'une durée de 400 à 500 jours, mais il serait prématuré de vouloir en fixer actuellement la durée avec plus de précision".

L'article était accompagné des observations faites, actuellement en cours de réduction, d'une carte d'identification et d'une séquence d'étoiles de comparaison. Voici la courbe de lumière, tracée par Antoine Brun :

Il écrit un peu plus loin : "Je me propose d'en continuer l'observation, avec des moyens optiques permettant d'atteindre la 15ème magnitude visuelle", mais il n'a pas été trouvé trace d'autres observations dans les bulletins ultérieurs.

M. Zverev (VS vol. 5,150, 1938) publiait des données obtenues sur 53 clichés photographiques et indiquait une période de 450 à 500 jours. Il précisait que l'étoile était restée au maximum pendant plus de 4 mois. Puis l'étoile était oubliée... jusqu'à ce que l'équipe américaine autour de P.J.Benson, s'intéressant à des variables négligées, principalement des étoiles rouges, s'en occupent (AJ vol. 108,247–250,1994). Leur attention avait été attirée sur cette étoile, classée comme une mira possible dans le GCVS, par les données photométriques et spectroscopiques obtenues avec le satellite IRAS (I'étoile porte le numéro 15060+8315 de ce catalogue). Ces données indiquaient qu'en fait Z UMi devait être une variable du type RCB. La position de l'étoile, erronée dans le GCVS, est d'après le GSC:

Des mesures photométriques ont été obtenues à partir du 12 avril 1992 à l'aide du télescope de 60cm du Wellesley College Observatory équipé d'une caméra CCD. Les mesures ont été faites dans la bande V du standard de Johnson. Entre avril 1992 et le 28 juillet 1993 Z UMi a augmenté lentement d'éclat d'environ une magnitude. Le 10 octobre l'étoile avait chuté de 6 magnitudes pour remonter en éclat à partir de janvier 1994.

Ce comportement photométrique et des spectres obtenus à l'aide du télescope de 210cm de Kitt Peak en novembre 1993, soit environ 100 jours après le début de la chute, montrent clairement que Z UMi est une étoile du type RCB. Ainsi que l'écrit notre collègue J. Gunther, cette étoile circumpolaire, donc observable durant toute l'année sous nos latitudes, mérite d'être suivie régulièrement.