Se trata de un sistema binario espectroscópico , lo que significa que la presencia de un compañero en órbita ha sido revelada por variaciones de velocidad radial en el espectro del primario. Los dos componentes orbitan entre sí durante un período de 14 días con una alta excentricidad orbital de 0,55. El componente secundario tiene alrededor del 6 al 13% de la masa del primario y puede tener una clasificación estelar en el rango de A6 V a K1 V. Puede haber un tercer componente en este sistema con un período orbital de aproximadamente 9.428 días (25,8 años). , aunque esto no se ha demostrado de forma concluyente. Si este componente existe, tendría entre el 51% y el 139% de la masa del primario. Este alto nivel de incertidumbre se debe a que no se conoce la inclinación de la órbita. [5]
El componente principal de este sistema es una estrella masiva con 12 a 16 [5] veces la masa del Sol y cerca de ocho veces el radio del Sol . [6] Fue elegida como estándar espectral MK para la clase B0.5III, [3] convirtiéndola en una estrella gigante que ha evolucionado alejándose de la secuencia principal . También ha sido clasificada como una estrella de secuencia principal, lo que refleja su estado evolutivo cerca o ligeramente después del final de la fusión del hidrógeno del núcleo. [6] El componente A irradia más de 28.000 [7] veces la luminosidad del Sol desde su envoltura exterior a una temperatura efectiva de 26.500 K. [7] Esto le da a la estrella el tono blanco azulado típico de las estrellas de tipo B. [12] También es una estrella variable Beta Cephei con un período de pulsación primaria de 0,1603 días, o 6,24 ciclos por día. Puede tener múltiples frecuencias de pulsación. [4]
Epsilon Persei tiene varias compañeras resueltas enumeradas en múltiples catálogos de estrellas: el componente B es una estrella de secuencia principal A2 de novena magnitud9 ″ de distancia y se considera un compañero común de movimiento propio, aunque están demasiado separados para que se pueda observar cualquier movimiento orbital; El componente C es una estrella de fondo de magnitud 14 aproximadamente80″ de distancia; y HD 275984Se cree que 163 ″ de distancia es otro compañero de movimiento propio común. [13] [9]
Referencias
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enlaces externos
Galería astrodigital, imagen que muestra el compañero de 8"