Psi Persei

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].

ψ Persei
Données d'observation
(époque J2000.0)
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

Caractéristiques
Type spectral B5Ve[3]
Indice U-B −0,56[4]
Indice B-V −0,06[4]
Variabilité γ Cas[5]
Astrométrie
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)
Caractéristiques physiques
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]

Autres désignations

ψ Per, 37 Per (Flamsteed), HR 1087, HD 22192, HIP 16826, BD+47 857, SAO 38980[10]

Environnement stellaire

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

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

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
  1. (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)
  2. (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)
  3. (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)
  4. (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)
  5. (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)
  6. (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)
  7. (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)
  8. (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)
  9. (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)
  10. (en) * psi Per -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  11. (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)
  12. (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)
  13. (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
  14. (zh) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 11 日

Lien externe
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