La constellation de Persée telle qu’elle peut être vue à l’œil nu
Edition des étoiles
Algol (de l’arabe رأس الغول Ra’s al-Ghul, qui signifie La tête du démon), également connue sous sa désignation Bayer Beta Persei, est l’étoile la plus connue de Persée. Représentant la tête de la gorgone Méduse dans la mythologie grecque, elle était appelée Horus dans la mythologie égyptienne et Rosh ha Satan (« Tête de Satan ») en hébreu. Située à 92,8 années-lumière de la Terre, elle varie en magnitude apparente d’un minimum de 3,5 à un maximum de 2,3 sur une période de 2,867 jours. Le système stellaire est le prototype d’un groupe d’étoiles binaires à éclipses appelées variables Algol, bien qu’il ait un troisième membre pour constituer ce qui est en fait un système stellaire triple. Le composant le plus brillant est une étoile bleue-blanche de la séquence principale de type spectral B8V, qui est 3,5 fois plus massive et 180 fois plus lumineuse que le Soleil. Le composant secondaire est une étoile subgéante orange de type K0IV qui a commencé à se refroidir et à s’étendre jusqu’à 3,5 fois le rayon du Soleil, et qui a une luminosité 4,5 fois supérieure et 80% de sa masse. Ces deux étoiles ne sont séparées que par 0,05 unité astronomique (UA), soit cinq pour cent de la distance entre la Terre et le Soleil. La principale baisse de luminosité se produit lorsque le compagnon plus grand et moins lumineux passe devant l’étoile primaire plus chaude et plus brillante. Le composant tertiaire est une étoile de séquence principale de type A7, qui est située en moyenne à 2,69 UA des deux autres étoiles. AG Persei est une autre variable Algol dans Persée, dont le composant primaire est une étoile de séquence principale de type B avec une magnitude apparente de 6,69. Phi Persei est une étoile double, bien que les deux composantes ne s’éclipsent pas l’une l’autre. L’étoile primaire est une étoile Be de type spectral B0,5, peut-être une étoile géante, et le compagnon secondaire est probablement un vestige stellaire. Le secondaire a un type spectral similaire aux sous-narfs de type O.
Avec le nom historique Mirfak (coude en arabe) ou Algenib, Alpha Persei est l’étoile la plus brillante de cette constellation avec une magnitude apparente de 1,79. Supergéante de type spectral F5Ib située à environ 590 années-lumière de la Terre, Mirfak a une luminosité 5 000 fois supérieure à celle de notre Soleil et un diamètre 42 fois supérieur. C’est le membre le plus brillant de l’amas Alpha Persei (également connu sous les noms de Melotte 20 et Collinder 39), qui est un amas ouvert contenant de nombreuses étoiles lumineuses. Les étoiles brillantes voisines qui en sont membres comprennent les étoiles Be Delta (magnitude 3,0), Psi (4,3), et 48 Persei (4,0) ; la variable Beta Cephei Epsilon Persei (2,9) ; et les étoiles 29 (5,2), 30 (5,5), 31 (5,0), et 34 Persei (4,7). De magnitude 4,05, l’étoile voisine Iota Persei a été considérée comme un membre du groupe, mais elle est en fait située à seulement 34 années-lumière. Cette étoile, très similaire à notre Soleil, brille avec 2,2 fois sa luminosité. Il s’agit d’une étoile de séquence principale jaune de type spectral G0V. Des recherches approfondies n’ont pas permis de trouver des preuves qu’elle possède un système planétaire.
Zeta Persei est la troisième étoile la plus brillante de la constellation avec une magnitude de 2,86. À environ 750 années-lumière de la Terre, c’est une supergéante bleu-blanc de 26 à 27 fois le rayon du Soleil et de 47 000 fois sa luminosité. C’est l’étoile la plus brillante (vue de la Terre) d’un groupe mobile d’étoiles géantes et supergéantes bleu-blanc, l’Association Perseus OB2 ou Association Zeta Persei. Zeta est un système stellaire triple, avec une étoile compagnon de séquence principale blanc-bleu de type spectral B8 et de magnitude apparente 9,16 à environ 3 900 UA de distance de la primaire, et une étoile de séquence principale blanche de magnitude 9,90 et de type spectral A2, à environ 50 000 UA, qui peut ou non être liée gravitationnellement aux deux autres. X Persei est un système double dans cette association ; un composant est une étoile chaude et brillante et l’autre est une étoile à neutrons. Avec une magnitude apparente de 6,72, elle est trop faible pour être vue à l’œil nu, même dans des conditions d’obscurité parfaite. Le système est une source de rayons X et l’étoile primaire semble subir une perte de masse importante. Autrefois considéré comme un membre de l’association OB2 de Persée, Omicron Persei (Atik) est un système d’étoiles multiples avec une magnitude visuelle combinée de 3,85. Il est composé de deux étoiles bleu-blanc – une géante de classe spectrale B1,5 et une étoile de séquence principale de B3 – qui orbitent l’une autour de l’autre tous les 4,5 jours et sont déformées en ovoïdes en raison de leur faible séparation. Le système possède une troisième étoile dont on sait peu de choses. À une distance estimée à 1 475 années-lumière de la Terre, on pense maintenant que le système se trouve trop loin du centre du groupe Zeta Persei pour en faire partie.
GRO J0422+32 (V518 Persei) est une autre binaire à rayons X dans Persée. L’un des composants est une étoile naine rouge de type spectral M4,5V, qui tourne autour d’un mystérieux objet dense et lourd – peut-être un trou noir – toutes les 5,1 heures. Le système est une nova à rayons X, ce qui signifie qu’il connaît des explosions périodiques dans la bande des rayons X du spectre électromagnétique. Si le système contient effectivement un trou noir, il s’agirait du plus petit trou noir jamais enregistré. Une analyse plus poussée en 2012 a calculé une masse de 2,1 masses solaires, ce qui soulève des questions sur la nature réelle de l’objet, car il semble trop petit pour être un trou noir.
GK Persei, également connue sous le nom de Nova Persei 1901, est une nova brillante qui est apparue à mi-chemin entre Algol et Delta Persei. Découverte le 21 février 1901 par l’astronome amateur écossais Thomas David Anderson, elle a culminé à une magnitude de 0,2 – presque aussi brillante que Capella et Véga. Elle s’est éteinte à la magnitude 13 environ 30 ans après son pic de luminosité. Xi Persei, traditionnellement connue sous le nom de Menkhib, une géante bleue de type spectral O7III, est l’une des étoiles brillantes les plus chaudes du ciel, avec une température de surface de 37 500 K. C’est l’une des étoiles les plus massives, se situant entre 26 et 32 masses solaires, et elle est 330 000 fois plus lumineuse que notre Soleil.
Nommée Gorgonea Tertia, Rho Persei varie en luminosité comme Algol, mais c’est une étoile pulsante plutôt qu’à éclipses. À un stade avancé de l’évolution stellaire, c’est une géante rouge qui s’est agrandie pour la deuxième fois pour avoir un rayon d’environ 150 fois celui de notre Soleil. Son hélium a été fondu en éléments plus lourds et son noyau est composé de carbone et d’oxygène. C’est une étoile variable semi-régulière de type Mu Cephei, dont la magnitude apparente varie entre 3,3 et 4,0 avec des périodes de 50, 120 et 250 jours. Le double amas contient trois étoiles encore plus grandes, chacune dépassant 700 rayons solaires : S, RS et SU Persei sont toutes des supergéantes de type M pulsantes semi-régulières. Les étoiles ne sont pas visibles à l’œil nu ; SU Persei, la plus brillante des trois, a une magnitude apparente de 7,9 et est donc visible avec des jumelles. AX Persei est une autre étoile binaire, le composant primaire est une géante rouge dans une phase avancée de l’évolution stellaire, qui transfère de la matière sur un disque d’accrétion autour d’une étoile plus petite. Le système stellaire est l’une des rares binaires symbiotiques à éclipses, mais il est inhabituel car l’étoile secondaire n’est pas une naine blanche, mais une étoile de type A. DY Persei est une étoile variable qui est le prototype des variables DY Persei, qui sont des variables R Coronae Borealis riches en carbone qui présentent la variabilité des étoiles de la branche géante asymptotique. DY Persei elle-même est une étoile carbonée trop faible pour être vue aux jumelles, avec une magnitude apparente de 10,6.
Sept étoiles dans Persée ont été trouvées pour avoir des systèmes planétaires. V718 Persei est une étoile dans le jeune amas ouvert IC 348 qui semble être périodiquement éclipsée par une planète géante tous les 4,7 ans. On en a déduit qu’il s’agit d’un objet ayant une masse maximale de 6 fois celle de Jupiter et un rayon orbital de 3,3 UA.
Objets du ciel profondEdit
L’amas double (NGC 869 et NGC 884)
Le plan galactique de la Voie lactée passe par Persée, mais il est beaucoup moins évident qu’ailleurs dans le ciel, car il est surtout obscurci par les nuages moléculaires. Le bras de Persée est un bras en spirale de la Voie lactée et s’étend dans le ciel de la constellation de Cassiopée aux Gémeaux et à Monocéros en passant par Persée et Auriga. Ce segment se trouve vers le bord de la galaxie.
A l’intérieur du bras de Persée se trouvent deux amas ouverts (NGC 869 et NGC 884) connus sous le nom de Double Cluster. Parfois appelés respectivement h et Chi (χ) Persei, ils sont facilement visibles aux jumelles et aux petits télescopes. Ils sont situés à plus de 7 000 années-lumière de la Terre et sont séparés de plusieurs centaines d’années-lumière. Les deux amas ont une magnitude d’environ 4 et un diamètre de 0,5 degré. Les deux sont des amas de classe I 3 r de Trumpler, bien que NGC 869 soit un amas de classe f de Shapley et NGC 884 un amas de classe e de Shapley. Ces classifications indiquent qu’ils sont tous deux assez riches (denses) ; NGC 869 est le plus riche de la paire. Les amas sont tous deux distincts du champ d’étoiles environnant et sont clairement concentrés en leur centre. Les étoiles constitutives, au nombre de plus de 100 dans chaque amas, varient largement en luminosité.
M34 est un amas ouvert qui apparaît à la magnitude 5,5, et se trouve à environ 1 500 années-lumière de la Terre. Il contient environ 100 étoiles dispersées dans un champ de vision plus grand que celui de la pleine lune. M34 peut être résolu avec une bonne vue, mais il est préférable de l’observer avec un télescope à faible grossissement. IC 348 est un amas ouvert assez jeune qui est encore contenu dans la nébuleuse à partir de laquelle ses étoiles se sont formées. Il est situé à environ 1 027 années-lumière de la Terre, a environ 2 millions d’années, et contient de nombreuses étoiles avec des disques circumstellaires. De nombreuses naines brunes ont été découvertes dans cet amas en raison de son âge ; comme les naines brunes se refroidissent en vieillissant, il est plus facile de les trouver dans des amas plus jeunes.
Il y a de nombreuses nébuleuses dans Persée. M76 est une nébuleuse planétaire, également appelée la petite nébuleuse de l’haltère. Elle apparaît à deux minutes d’arc sur une minute d’arc de diamètre et a une luminosité apparente de magnitude 10,1. NGC 1499, également connue sous le nom de nébuleuse de la Californie, est une nébuleuse d’émission qui a été découverte en 1884-85 par l’astronome américain Edward E. Barnard. Elle est très difficile à observer visuellement car sa faible luminosité de surface la fait apparaître plus sombre que la plupart des autres nébuleuses d’émission. NGC 1333 est une nébuleuse de réflexion et une région de formation d’étoiles. Persée contient également un nuage moléculaire géant, appelé nuage moléculaire de Persée ; il appartient à l’éperon d’Orion et est connu pour son faible taux de formation d’étoiles par rapport aux nuages similaires.
Perseus contient quelques galaxies notables. NGC 1023 est une galaxie spirale barrée de magnitude 10,35, située à environ 30 millions d’années-lumière (9,2 millions de parsecs) de la Terre. C’est le principal membre du groupe de galaxies NGC 1023 et elle est peut-être en interaction avec une autre galaxie. NGC 1260 est une galaxie lenticulaire ou spirale à enroulement serré, située à environ 76,7 millions d’années-lumière (23,5 millions de parsecs) de la Terre. Elle était la galaxie hôte de la supernova SN 2006gy, l’une des plus brillantes jamais enregistrées. Elle est membre de l’amas de Persée (Abell 426), un amas massif de galaxies situé à 76,6 millions de kilomètres (23,5 millions de pc) de la Terre. Avec un décalage vers le rouge de 0,0179, Abell 426 est l’amas majeur le plus proche de la Terre. NGC 1275, un composant de l’amas, est une galaxie de Seyfert contenant un noyau actif qui produit des jets de matière, entourant la galaxie de bulles massives. Ces bulles créent des ondes sonores qui voyagent à travers l’amas de Persée, avec un son de si bémol 57 octaves en dessous du do central. Cette galaxie est une galaxie cD qui a subi de nombreuses fusions galactiques au cours de son existence, comme le prouve le « système à grande vitesse » – les restes d’une galaxie plus petite – qui l’entoure. Son noyau actif est une forte source d’ondes radio. 3C 31 est une galaxie active et une source radio dans Persée, à 237 millions d’années-lumière de la Terre (décalage vers le rouge de 0,0173). Ses jets, causés par le trou noir supermassif en son centre, s’étendent sur plusieurs millions d’années-lumière dans des directions opposées, ce qui en fait certains des plus grands objets de l’univers.