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51 Pegasi

51 Pegasi ou 51 de Pégase, en abrégé 51 Peg, est un système binaire spectroscopique à raies doubles sans éclipseset_al.''_2017_8-0">[8] situé à une distance de 50,5 années-lumière dans la constellation boréale de Pégase.

51 Pegasi
Helvetios
Description de cette image, également commentée ci-après
Le cercle rouge indique la position de 51 Pegasi.
Données d'observation
(époque J2000.0, équinoxe 2000)
Ascension droite 22h 57m 27,9804s[1]
Déclinaison +20° 46′ 07,782″[1]
Constellation Pégase[2]
Magnitude apparente +5,49[3] - [4]

Localisation dans la constellation : Pégase

(Voir situation dans la constellation : Pégase)
Caractéristiques
Type spectral G2 V[5]
Indice U-B 0,22
Indice B-V 0,67
Variabilité suspectée[6]
Astrométrie
Vitesse radiale –33,71 ± 0,46 km/s[7]
Mouvement propre μα = +207,363 mas/a[1]
μδ = +62,094 mas/a[1]
Parallaxe 64,648 8 ± 0,123 2 mas[1]
Distance 15,468 2 Â± 0,029 4 pc (∼50,5 a.l.)[1]
Magnitude absolue 4,51
Caractéristiques physiques
Masse 1,06 M☉
Rayon 1,15–1,4 R☉
Luminosité 1,30 L☉
Température 5 665 K
Métallicité 160 %
Âge 7,5–8,5 Ã— 109 a

Autres désignations

51 Peg (Flamsteed), HR 8729, HD 217014, BD+19°5036, SAO 90896, HIP 113357, GJ 882, LTT 16750, NLTT 55385[6]

Les deux membres de ce systèmes sont l'étoile naine jaune 51 Pegasi a, aussi nommée Helvetios, et la planète 51 Pegasi b, aussi nommée Dimidium. Cette dernière devint en 1995 le premier objet extrasolaire de masse clairement planétaire à être découvert et confirmé autour d'une étoile de la séquence principale. Une autre planète avait déjà été découverte par Aleksander Wolszczan dès 1992 autour du pulsar PSR B1257+12, mais elle ne fut confirmée qu'en 1997.

Caractéristiques

L'étoile 51 Pegasi a (Helvetios)

Helvetios se trouve dans la constellation de Pégase, à environ ∼50,5 a.l. (∼15,5 pc) de la Terre[1]. Cette étoile naine jaune est considérée comme un jumeau du Soleil quoique qu'un peu plus vieille (7,5 milliards d'années), 4 à 6 % plus massive et avec une métallicité plus élevée.

Découverte

L'annonce de la découverte a été faite le par Michel Mayor et Didier Queloz (de l'Observatoire de Genève) dans le volume 378 de la revue scientifique Nature[9].

Ils l'ont découverte après avoir étudié plusieurs autres étoiles avec le spectrographe ELODIE sur le télescope de 1,93 mètre de l'Observatoire de Haute-Provence en France.

Caractéristiques

Dimidium est une géante gazeuse orbitant à 0,05 ua de 51 Pegasi. Étant très proche, elle effectue une révolution complète en 4 jours.

Le fait qu'elle soit si proche a surpris les astrophysiciens, car ils ne s'attendaient pas à trouver une géante gazeuse aussi proche de son étoile (un vingtième de la distance Terre-Soleil). C'est pour cette raison qu'ils ont ajouté un nouveau type de planète, les Jupiter chauds, car la température est d'environ 1 000 °C.

Elle a une masse qui au minimum est égale à la moitié de celle de Jupiter, soit 150 fois celle de la Terre[10].

Caractéristiques de la planète du système 51 Pegasi.
PlanèteMasse (MJ)[11]Période orbitale (en jours)Axe semi-majeur (ua)excentricité
Dimidium>0,468 ± 0,0074,23077 ± 0,000050,0520

Notes et références
  1. (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
  2. (en) Entrée « * 51 Peg » [html] sur l'application Compute constellation name from position de VizieR (consulté le 26 avril 2015)
  3. (en) 51 Peg b sur L'Encyclopédie des planètes extrasolaires de l'Observatoire de Paris. (consulté le 26 avril 2015)
  4. (en) J.-C. Mermilliod, « Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV », Catalogue of Eggen's UBV data,‎ (Bibcode 1986EgUBV........0M)
  5. (en) A. Frasca et al., « REM near-IR and optical photometric monitoring of pre-main sequence stars in Orion », Astronomy and Astrophysics, vol. 508, no 3,‎ , p. 1313-1330 (DOI 10.1051/0004-6361/200913327, Bibcode 2009A&A...508.1313F, résumé, lire en ligne [PDF], consulté le )
    Les coauteurs de l'article sont, outre A. Frasca : E. Covino, L. Spezzi, J. M. Alcalá, E. Marilli, G. Fűrész et D. Gandolfi.
    L'article a été reçu par la revue le , accepté par son comité de lecture le et mis en ligne le .
  6. (en) * 51 Peg sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg. (consulté le 26 avril 2015)
  7. (en) Jesus Maldonado et al., « The metallicity signature of evolved stars with planets », Astronomy and Astrophysics, vol. 554,‎ , id. A84, 18 p. (DOI 10.1051/0004-6361/201321082, Bibcode 2013A&A...554A..84M, arXiv 1303.3418, résumé, lire en ligne [PDF], consulté le )
    Les coauteurs de l'article sont, outre Jesus Maldonado : E. Villaver et C. Eiroa.
    L'article a été reçu par la revue le , accepté par son comité de lecture le et mis en ligne le .
  8. et_al.''_2017-8" class="mw-reference-text">Birkby et al. 2017.
  9. Mayor et Queloz 1995.
  10. La quantité mesurable par la méthode des vitesses radiales est le produit de la masse de la planète par le sinus de l'inclinaison du plan orbital de celle-ci. Voir l'article Fonction de masse (astronomie) pour plus détails.
  11. Pour une masse jovienne = 1,8986 × 1027 kg.

Bibliographie

Bases de données

Autres liens externes
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