51 Pegasi

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Coordonnées : Sky map 22h 57m 27.9s, +20° 46′ 07.80″


Coordonnées : Sky map 22h 57m 27.98s, +20° 46′ 07.79″

51 Pegasi
Description de cette image, également commentée ci-après

Le cercle rouge indique la position de 51 Pegasi.

Époque J2000.0, équinoxe 2000[1]

Données d'observation
Ascension droite 22h 57m 27,98s[1]
Déclinaison +20° 46′ 07,79″[1]
Constellation Pégase[2]
Magnitude apparente +5,49[3],[4]
Caractéristiques
Type spectral G2 V[5]
Indice U-B 0,22
Indice B-V 0,67
Indice V-R ?
Indice R-I ?
Indice J-K ?
Indice J-H ?
Variabilité suspectée[1]
Astrométrie
Vitesse radiale –33,71 ± 0,46 km/s[6]
Mouvement propre μα = 208,07 mas/a[1],[7]
μδ = 60,96 mas/a[1],[7]
Parallaxe 65,10 ± 0,76 mas
Distance 15,361 ± 0,179 pc[8]
Magnitude absolue 4,51
Caractéristiques physiques
Masse 1,06 M
Rayon 1,15–1,4 R
Masse volumique g/cm3
Gravité de surface (log g) ?
Luminosité 1,30 L
Température 5 665 K
Métallicité 160 %
Rotation  km/s
Âge 7,5–8,5×109 a

Autres désignations

HR 8729, HD 217014, BD+19 5036, SAO 90896, HIP 113357, GJ 882, LTT 16750, NLTT 55385

51 Pegasi (en abrégé 51 Peg) est une étoile naine jaune située à une distance d'environ 51 années-lumière dans la constellation boréale de Pégase. C'est autour d'elle que fut découverte et confirmée avec certitude la première exoplanète (51 Pegasi b), en 1995.

Une autre planète avait déjà été découverte par Alexander Wolszczan dès 1992 autour du pulsar PSR B1257+12, mais elle ne fut confirmée qu'en 1997.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

51 Pegasi[modifier | modifier le code]

51 Pegasi se trouve dans la constellation de Pégase, à environ 51 années-lumière de la Terre. 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.

51 Pegasi b[modifier | modifier le code]

Article détaillé : 51 Pegasi b.

Découverte[modifier | modifier le code]

L'annonce de la découverte a été faite le 6 octobre 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz (de l'Observatoire de Genève) dans le volume 378 de la revue scientifique Nature.

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[modifier | modifier le code]

51 Pegasi b 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[9].

Caractéristiques de la planète du système 51 Pegasi.
Planète Masse (MJ)[10] Période orbitale (en jours) Axe semi-majeur (ua) excentricité
b >0,468 ± 0,007 4,23077 ± 0,00005 0,052 0

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a, b, c, d, e et f (en) * 51 Peg sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg. (consulté le 26 avril 2015)
  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])
    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) 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])
    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 .
  7. a et b (en) Floor van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy and Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653-664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752, résumé, lire en ligne [PDF])
    L'article a été reçu par la revue le et accepté par son comité de lecture le .
  8. (en) Gerard T. van Belle et Kaspar von Braun, « Directly determined linear radii and effective temperatures of exoplanet host stars », The Astrophysical Journal, vol. 694, no 2,‎ , p. 1085-1098 (DOI 10.1088/0004-637X/694/2/1085, Bibcode 2009ApJ...694.1085V, arXiv 0901.1206, résumé, lire en ligne [PDF])
    L'article a été reçu par la revue le , accepté par son comité de lecture le et publié le .
  9. 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.
  10. Pour une masse jovienne = 1,8986×1027 kg.

Liens externes[modifier | modifier le code]