Psi Pegasi

ψ Pegasi
Description de cette image, également commentée ci-après
Courbe de lumière en bande visible de Psi Pegasi, tracée à partir des données publiées par Tabur et al. (2009)[1].
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 23h 57m 45,527s[2]
Déclinaison +25° 08′ 29,05″[2]
Constellation Pégase
Magnitude apparente 4,61 à 4,70[3]

Localisation dans la constellation : Pégase

(Voir situation dans la constellation : Pégase)
Caractéristiques
Stade évolutif AGB[4]
Type spectral M3III[5]
Indice U-B +1,66[6]
Indice B-V +1,59[6]
Variabilité semi-régulière[3]
Astrométrie
Vitesse radiale −6,59 ± 0,23 km/s[7]
Mouvement propre μα = −35,24 mas/a[2]
μδ = −31,60 mas/a[2]
Parallaxe 6,85 ± 0,24 mas[2]
Distance 480 ± 20 al
(146 ± 5 pc)
Magnitude absolue −1,19[8]
Caractéristiques physiques
Rayon 98 ± 6 R☉[9]
Luminosité 960 L☉[8]
Température 3 882 K[10]
Composants stellaires
Composants stellaires ψ Pegasi A, ψ Pegasi B
Orbite
Compagnon ψ Peg B[11]
Demi-grand axe (a) 0,170 ± 0,016″
Excentricité (e) 0,19 ± 0,10
Période (P) 55,06 ± 11,31 a
Inclinaison (i) 65,6 ± 2,2°
Argument du périastre (ω) 159,7 ± 11,9°
Longitude du nœud ascendant (Ω) 46,6 ± 2,3°
Époque du périastre (τ) 2 001,83 ± 8,81 a

Désignations

ψ Peg, 84 Peg, HD 224427, HIP 118131, HR 9064, BD+24°4865, FK5 1629, GC 33230, NSV 14777, SAO 91611, WDS J23578 +2508[12]

Psi Pegasi (en abrégé ψ Peg) est une étoile binaire de cinquième magnitude de la constellation boréale de Pégase, située à l'intérieur du Grand carré de Pégase[13]. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Hipparcos, le système est situé à environ ∼ 480 a.l. (∼ 147 pc) de la Terre[2]. Il se rapproche du Système solaire à une vitesse radiale de −6,6 km/s[7].

Les paramètres orbitaux du système de Psi Pegasi ont été calculés pour la première fois en 2004 à partir d'observations interférométriques, donnant une période orbitale d'environ 55 ans et une excentricité autour de 0,19[11],[14]. Sa composante primaire, désignée Psi Pegasi A, est une géante rouge de type spectral M3III[5]. Cette étoile évoluée est située sur la branche asymptotique des géantes (AGB) du diagramme de Hertzsprung-Russell[4]. C'est une variable semi-régulière dont la magnitude apparente varie entre 4,61 et 4,70 selon deux périodes identifiées de 37,4 et de 118,9 jours[3],[1]. Le rayon de l'étoile est 98 fois plus grand que le rayon solaire[9], elle est 960 fois plus lumineuse que le Soleil[8] et sa température de surface est de 3 882 K[10].

Notes et références

  1. (en) V. Tabur et al., « Long-term photometry and periods for 261 nearby pulsating M giants », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 400, no 4,‎ , p. 1945–1961 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2009.15588.x, Bibcode 2009MNRAS.400.1945T, arXiv 0908.3228)
  2. (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, lire en ligne)
  3. (en) « VSX : Detail for psi Peg », sur The International Variable Star Index, AAVSO (consulté le )
  4. (en) Olin J. Eggen, « Asymptotic giant branch stars near the sun », The Astronomical Journal, vol. 104, no 1,‎ , p. 275–313 (DOI 10.1086/116239, Bibcode 1992AJ....104..275E)
  5. (en) Philip C. Keenan et Raymond C. McNeil, « The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 71,‎ , p. 245 (DOI 10.1086/191373, Bibcode 1989ApJS...71..245K)
  6. (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)
  7. (en) B. Famaey et al., « Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data. Revisiting the concept of superclusters », Astronomy & Astrophysics, vol. 430, no 1,‎ , p. 165–186 (DOI 10.1051/0004-6361:20041272, Bibcode 2005A&A...430..165F, arXiv astro-ph/0409579)
  8. (en) E. Anderson et Ch. Francis, « XHIP: An extended Hipparcos compilation », Astronomy Letters, vol. 38, no 5,‎ , p. 331 (DOI 10.1134/S1063773712050015, Bibcode 2012AstL...38..331A, arXiv 1108.4971, lire en ligne)
  9. (en) B. Arroyo-Torres et al., « VLTI/AMBER observations of cold giant stars: atmospheric structures and fundamental parameters », Astronomy & Astrophysics, vol. 566,‎ , p. 11, article no A88 (DOI 10.1051/0004-6361/201323264, Bibcode 2014A&A...566A..88A, arXiv 1404.7384)
  10. (en) M. Isabel Pérez Martínez, K.-P. Schröder et M. Cuntz, « The basal chromospheric Mg II h+k flux of evolved stars: Probing the energy dissipation of giant chromospheres », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 414, no 1,‎ , p. 418 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2011.18421.x, Bibcode 2011MNRAS.414..418P, arXiv 1102.4832, lire en ligne)
  11. (en) D. Olevic et Z. Cvetkovic, « Orbits of 6 Binaries », Serbian Astronomical Journal, vol. 168,‎ , p. 25 (DOI 10.2298/SAJ0468025O Accès libre, Bibcode 2004SerAJ.168...25O)
  12. ↑ (en) * psi Peg -- Double or Multiple Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  13. ↑ (en) Philip S. Harrington, Cosmic Challenge: The Ultimate Observing List for Amateurs, Cambridge University Press, (ISBN 9781139493680, lire en ligne), p. 50
  14. ↑ (en) O. Yu. Malkov et al., « Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries », Astronomy & Astrophysics, vol. 546,‎ , article no A69 (DOI 10.1051/0004-6361/201219774 Accès libre, Bibcode 2012A&A...546A..69M, lire en ligne)

Liens externes

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