52 Persei

Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite	04h 14m 53,329 24s
Déclinaison	+40° 29′ 01,197 3″
Constellation	Persée
Magnitude apparente	4,691
	Localisation dans la constellation : Persée
Type spectral	G5II + A2V
Indice U-B	+0,65
Indice B-V	+1,01
Indice R-I	+0,57
Vitesse radiale	−4,50 ± 0,74 km/s
Mouvement propre	μα = +1,249 mas/a; μδ = −30,506 mas/a
Parallaxe	5,420 8 ± 0,259 3 mas
Distance	184,5 ± 8,8 pc (∼602 al)
Magnitude absolue	−1,6 / +1,1
Masse	4,0 M☉ / 2,4 M☉
Rayon	32,40+1,47; −0,83 R☉
Gravité de surface (log g)	1,80 ± 0,10
Luminosité	531 ± 29 L☉
Température	4 932 ± 50 K / 10 232 K
Métallicité	[Fe/H] = +0,19 ± 0,05
Composants stellaires	52 Per A, 52 Per B
Compagnon	52 Per B
Excentricité (e)	0,41
Période (P)	1 576,44 j
Argument du périastre (ω)	66,7°
Époque du périastre (τ)	2 425 927,4 JJ
Demi-amplitude (K1)	18,1 km/s

52 Persei (en abrégé 52 Per) est une étoile binaire ou possiblement triple^[7]^,^[10] de la constellation boréale de Persée. Elle est visible à l'œil nu avec une magnitude apparente de 4,69^[2]. Elle porte également la désignation de Bayer de f Persei, 52 Persei étant sa désignation de Flamsteed^[6]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Gaia, le système est distant d'approximativement ∼ 600 a.l. (∼ 184 pc) de la Terre^[1]. Il se rapproche du Système solaire à une vitesse radiale de −4,5 km/s^[5].

52 Persei est une binaire spectroscopique à raies simples avec une période orbitale de 1 576 jours (4,3 ans) et une excentricité de 0,4. La vitesse radiale variable du système a été rapportée pour la première fois par W. W. Campbell en 1918^[9]. Ses composantes ont une différence de magnitude visuelle modélisée de 2,7. Elles n'ont pas été résolues par interférométrie des tavelures, mais les données du satellite Hipparcos montrent une accélération astrométrique^[7].

La composante primaire, désignée 52 Per A, est une étoile géante lumineuse jaune de type spectral G5II^[3]. Elle est quatre fois plus massive que le Soleil^[7] et son rayon est environ 32 fois plus grand que le rayon solaire^[1]. L'étoile est autour de 531 fois plus lumineuse que le Soleil^[1] et sa température de surface est de 4 932 K^[8].

La composante secondaire, 52 Per B, apparaît être une étoile blanche de la séquence principale de type spectral A2V^[3]. Elle est suspectée d'être elle-même une binaire de période inconnue, et dont les deux étoiles feraient 2,4 et 1,0 fois la masse du Soleil^[7].

Notes et références

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « 52 Persei » (voir la liste des auteurs).

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↑ ^{a b et c} (en) * f Per -- Spectroscopic Binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
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↑ (en) P. P. Eggleton et A. A. Tokovinin, « A catalogue of multiplicity among bright stellar systems », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, n^o 2,‎ septembre 2008, p. 869–879 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, Bibcode 2008MNRAS.389..869E, arXiv 0806.2878).

Liens externes

(en) 52 Persei sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.

[GaiaDR2-1] {a b c d e f g h i et j} (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ août 2018, article n^o A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.

[Tycho2-2] {a et b} (en) E. Høg et al., « The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 355,‎ mars 2000, L27-L30 (DOI 10.1888/0333750888/2862 , Bibcode 2000A&A...355L..27H).

[Markowitz1969-3] {a b et c} (en) Allan Henry Markowitz, A Study of Stars Exhibiting Composite Spectra (thèse de doctorat), The Ohio State University, 1969 (Bibcode 1969PhDT.........5M). Source : Dissertation Abstracts International, Volume: 30-07, Section: B, page: 3005.

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[Osawa1957-9] {a et b} (en) K. Osawa, « The Orbits of the Spectroscopic Binaries 52 Persei and 35 Cygni », The Astrophysical Journal, vol. 125,‎ mai 1957, p. 707 (DOI 10.1086/146344 , Bibcode 1957ApJ...125..707O).

[Eggleton2008-10] (en) P. P. Eggleton et A. A. Tokovinin, « A catalogue of multiplicity among bright stellar systems », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, n^o 2,‎ septembre 2008, p. 869–879 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, Bibcode 2008MNRAS.389..869E, arXiv 0806.2878).

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v · m Étoiles de la constellation de Persée
Bayer	α (Mirfak) β (Algol) γ δ ε ζ η (Miram) θ ι κ (Misam) λ μ ν ξ (Menkib) ο (Atik) π ρ σ τ φ (Dajiangjunbei) ψ ω b b² k
Flamsteed	1 (en) 2 (en) 3 (en) 4 (g) 5 (en) 7 (χ) (en) 8 (en) 9 (i) 10 (en) 11 (en) 12 14 (en) 16 17 20 (en) 21 (en) 24 29 (en) 30 (en) 31 (en) 32 (l) 34 36 (en) 40 (o) 42 (n) (en) 43 (A) (en) 48 (c) 49 (en) 50 (en) 52 (f) 53 (d) 54 55 (en) 56 (en) 57 (m) (en) 58 (e) 59 (en) 61 And (en) 1 Aur
Étoiles variables	S T (en) V X (en) RS (en) RT RY SU UV VX XX (en) XY AG AW AX DM DY (en) GK IP IQ IW IX KP KS KT LX V356 V357 V376 V386 V396 V392 (en) V400 V423 V440 V461 V471 V472 V480 V492 V493 V505 V509 V521 V545 V551 V572 V573 V575 V576 (en) V621 V718 (en)
HR	526 529 540 641 787 820 831 842 846 849 865 885 886 890 et 891 894 930 949 956 964 969 973 979 986 991 1001 1019 1034 1037 1041 1047 1051 1056 1074 1113 1127 1133 1141 1160 1164 1176 1191 1198 1207 1215 1286 1330 1337 1371 1390 1424 1482 1489 1493 1500 1514
HD	14433 14434 16691 16760 (en) 17092 22781 (en) 23439 23596 (en) 25329 29587 (en) 281159
Autres	BD+48 740 BD+49 828 GD 61 GRO J0422+32 (en) HAT-P-15 (Berehynia) (en) HAT-P-29 (Muspelheim) (en) IRAS 04296+3429 L1448-IRS2E (en) LkHα 101 LRLL 54361 (en) NSV 1436 (en) PSR B0355+54 PSR J0357+3205 (en)
Liste d'étoiles de Persée