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Épsilon Persei

Epsilon Persei , latinizado de ε Persei, es un sistema estelar múltiple en la constelación norteña de Perseo . Tiene una magnitud visual aparente combinada de +2,88, [2] que es lo suficientemente brillante como para ser vista a simple vista. Según las mediciones de paralaje , este sistema se encuentra a una distancia de aproximadamente 640  años luz (196  pársecs ) de la Tierra . [1]

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]

Una curva de luz para Epsilon Persei, trazada a partir de datos de Hipparcos [11]

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

  1. ^ abcdef van Leeuwen, F. (noviembre de 2007), "Validación de la nueva reducción de Hipparcos", Astronomía y Astrofísica , 474 (2): 653–664, arXiv : 0708.1752 , Bibcode :2007A&A...474..653V, doi :10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600
  2. ^ abcd Lutz, TE; Lutz, JH (junio de 1977), "Clasificación espectral y fotometría UBV de estrellas dobles visuales brillantes", Astronomical Journal , 82 : 431–434, Bibcode : 1977AJ.....82..431L, doi : 10.1086/112066
  3. ^ ab Morgan, WW; Abt, Helmut A.; Tapscott, JW (1978), Atlas espectral MK revisado para estrellas anteriores al sol , Bibcode : 1978rmsa.book.....M
  4. ^ ab Stankov, Anamarija; Handler, Gerald (junio de 2005), "Catalog of Galactic β Cephei Stars", The Astrophysical Journal Supplement Series , 158 (2): 193–216, arXiv : astro-ph/0506495 , Bibcode : 2005ApJS..158..193S, doi :10.1086/429408, S2CID  119526948
  5. ^ abcdefg Libich, J.; et al. (Febrero de 2006), "Los nuevos elementos orbitales y propiedades de ɛ Persei", Astronomía y Astrofísica , 446 (2): 583–589, Bibcode :2006A&A...446..583L, doi : 10.1051/0004-6361:20053032 , hdl : 2066/35168. Resultados por solución 6.
  6. ^ abcde Howe, KS; Clarke, CJ (enero de 2009), "Un análisis de las correlaciones v sin (i) en binarios de tipo temprano", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 392 (1): 448–454, Bibcode :2009MNRAS.392..448H , doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.14073.x
  7. ^ abcdHohle , MM; Neuhauser, R.; Schutz, BF (abril de 2010), "Masas y luminosidades de estrellas de tipo O y B y supergigantes rojas", Astronomische Nachrichten , 331 (4): 349, arXiv : 1003.2335 , Bibcode : 2010AN....331..349H , doi :10.1002/asna.200911355, S2CID  111387483
  8. ^ Tetzlaff, N.; Neuhauser, R.; Hohle, MM (enero de 2011), "Un catálogo de estrellas Hipparcos jóvenes fugitivas a 3 kpc del Sol", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 410 (1): 190–200, arXiv : 1007.4883 , Bibcode :2011MNRAS.410 ..190T, doi :10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, S2CID  118629873
  9. ^ ab Tokovinin, Andrei (1 de marzo de 2018), "El catálogo actualizado de estrellas múltiples", Serie de suplementos de revistas astrofísicas , 235 (1): 6, arXiv : 1712.04750 , Bibcode : 2018ApJS..235....6T, doi : 10.3847/1538-4365/aaa1a5 , ISSN  0067-0049, S2CID  119047709
  10. ^ "eps Per - Estrella variable de tipo beta Cep", SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , consultado el 25 de enero de 2012
  11. ^ "Curva de luz", Hipparcos ESA , ESA , consultado el 17 de febrero de 2022
  12. ^ "El color de las estrellas", Australia Telescope, Outreach and Education , Commonwealth Scientific and Industrial Research Organization , 21 de diciembre de 2004, archivado desde el original el 2012-03-18 , consultado el 2012-01-16
  13. ^ Masón, BD; et al. (2014), "The Washington Visual Double Star Catalog", The Astronomical Journal , 122 (6): 3466–3471, Bibcode :2001AJ....122.3466M, doi : 10.1086/323920

enlaces externos