Psi Persei
| Ascension droite | 03h 36m 29,380s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | +48° 11′ 33,48″[1] |
| Constellation | Persée |
| Magnitude apparente | 4,23[2] |
Localisation dans la constellation : Persée   | |
| Type spectral | B5Ve[3] |
|---|---|
| Indice U-B | −0,56[4] |
| Indice B-V | −0,06[4] |
| Variabilité | γ Cas[5] |
| Vitesse radiale | −0,50 ± 0,90 km/s[6] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = +22,55 mas/a[1] μδ = −27,78 mas/a[1] |
| Parallaxe | 5,59 ± 0,22 mas[1] |
| Distance |
580 ± 20 al (179 ± 7 pc) |
| Rayon | 4,7 ± 0,3 R☉[7] |
|---|---|
| Gravité de surface (log g) | 4,0[8] |
| Température | 16 053 ± 447 K[8] |
| Rotation | 390 km/s[9] |
Désignations
Psi Persei (ψ Persei / ψ Per) est une étoile Be de la constellation boréale de Persée, distante d'environ 580 années-lumière de la Terre. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,23[2].
Environnement stellaire
[modifier | modifier le code]Psi Persei présente une parallaxe annuelle 5,59 ± 0,22 telle que mesurée par le satellite Hipparcos, ce qui permet d'en déduire qu'elle est distante de 580 ± 20 a.l. (∼ 178 pc) de la Terre[1]. Elle est membre de l'amas d'Alpha Persei, dont elle est l'une des étoiles les plus brillantes[11],[12].
Propriétés
[modifier | modifier le code]Psi Persei est une étoile bleu-blanc de la séquence principale de type spectral B5Ve[3], ce qui indique qu'elle génère son énergie par la fusion de l'hydrogène en hélium dans son noyau. C'est une étoile à enveloppe qui possède un disque circumstellaire de gaz qui l'entoure à l'équateur et qui s'étend jusqu'à onze fois le rayon de l'étoile[7]. Ce disque est à l'origine de raies en émission de l'hydrogène qui apparaissent dans son spectre, ce qui fait de Psi Persei une étoile Be (ce qui est indiqué par la lettre « e » dans son type spectral). De plus, cette enveloppe est à l'origine d'une variabilité de type Gamma Cassiopeiae de l'étoile, sur une période d'un jour environ[5].
Psi Persei tourne rapidement sur elle-même à une vitesse de rotation projetée (v sin i) à l'équateur de 390 km/s[9]. Son axe de rotation est incliné de 75° ± 8° par rapport à la ligne de mire de la Terre, ce qui indique que cette vitesse est proche de sa véritable vitesse de rotation azimutale. L'étoile expulse de la masse à un taux de 5,0 × 10-8 masse solaire par an, soit l'équivalent de la masse du Soleil tous les vingt ans environ[7].
Dans la culture
[modifier | modifier le code]Avec α Persei, γ Persei, δ Persei, η Persei et σ Persei, ψ Persei fait partie d'un groupe d'étoiles parfois nommé dans la littérature anglophone the Segment of Perseus (« le segment de Persée »)[13].
En astronomie chinoise, elle fait partie de l'astérisme Tianchuan, qui représente un bateau, et qui comprend, outre ψ Persei, α Persei, γ Persei, δ Persei, η Persei, μ Persei, 48 Persei et HD 27084[14].
Notes et références
[modifier | modifier le code]- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Psi Persei » (voir la liste des auteurs).
- (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, no 2, , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
- (en) J. R. Ducati, « Catalogue de données en ligne VizieR : Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system », CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues, 2237, 0, (Bibcode 2002yCat.2237....0D)
- (en) Janet Rountree Lesh, « The Kinematics of the Gould Belt: an Expanding Group? », The Astrophysical Journal Supplement, vol. 17, , p. 371 (DOI 10.1086/190179, Bibcode 1968ApJS...17..371L)
- (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)
- (en) John R. Percy et al., « Short-term photometric variability of Psi Persei and Zeta Tauri », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 106, no 696, , p. 131–133 (DOI 10.1086/133356, Bibcode 1994PASP..106..131P)
- (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)
- (en) O. Delaa et al., « Kinematics and geometrical study of the Be stars 48 Persei and ψ Persei with the VEGA/CHARA interferometer », Astronomy & Astrophysics, vol. 529, , A87 (DOI 10.1051/0004-6361/201015639, Bibcode 2011A&A...529A..87D)
- (en) A. B. Underhill et al., « Effective temperatures, angular diameters, distances and linear radii for 160 O and B stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 189, , p. 601–605 (DOI 10.1093/mnras/189.3.601, Bibcode 1979MNRAS.189..601U)
- (en) P. L. Bernacca et M. Perinotto, « A Catalogue of Stellar Rotational Velocities », Contributi Osservatorio Astronomico di Padova in Asiago, vol. 239, no 1, (Bibcode 1970CoAsi.239....1B)
- (en) * psi Per -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en) B. Zuckerman et al., « Stellar Membership and Dusty Debris Disks in the α Persei Cluster », The Astrophysical Journal, vol. 752, no 1, , p. 12, article no 58 (DOI 10.1088/0004-637X/752/1/58, Bibcode 2012ApJ...752...58Z, arXiv 1204.3950)
- (en) C. Babusiaux et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2. Observational Hertzsprung-Russell diagrams », Astronomy & Astrophysics, vol. 616, , article no A10 (DOI 10.1051/0004-6361/201832843, Bibcode 2018A&A...616A..10G, arXiv 1804.09378)
- (en) R. H. Allen, Star Names: Their Lore and Meaning, New York, Dover Publications Inc, (réimpr. 1963) (1re éd. 1899) (ISBN 0-486-21079-0, lire en ligne), p. 331
- (zh) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 11 日
Lien externe
[modifier | modifier le code]- (en) Psi Persei sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
