52 Persei
étoile binaire spectroscopique de la constellation de Persée
From Wikipedia, the free encyclopedia
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].
f Persei
| Ascension droite | 04h 14m 53,329 24s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | +40° 29′ 01,197 3″[1] |
| Constellation | Persée |
| Magnitude apparente | 4,691[2] |
Localisation dans la constellation : Persée  | |
| Type spectral | G5II + A2V[3] |
|---|---|
| Indice U-B | +0,65[4] |
| Indice B-V | +1,01[4] |
| Indice R-I | +0,57[4] |
| Vitesse radiale | −4,50 ± 0,74 km/s[5] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = +1,249 mas/a[1] μδ = −30,506 mas/a[1] |
| Parallaxe | 5,420 8 ± 0,259 3 mas[1] |
| Distance | 184,5 ± 8,8 pc (∼602 al)[6] |
| Magnitude absolue | −1,6 / +1,1[7] |
| Masse | 4,0 M☉[7] / 2,4 M☉[7] |
|---|---|
| Rayon |
32,40+1,47 −0,83 R☉[1] |
| Gravité de surface (log g) | 1,80 ± 0,10[8] |
| Luminosité | 531 ± 29 L☉[1] |
| Température | 4 932 ± 50 K[8] / 10 232 K[7] |
| Métallicité | [Fe/H] = +0,19 ± 0,05[8] |
| Composants stellaires | 52 Per A, 52 Per B |
|---|
| Compagnon | 52 Per B[9] |
|---|---|
| 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 |
Désignations
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].
