50 Persei
| 50 Persei | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Constelación | Perseo | |
| Ascensión recta (α) | 04h 08min 36,62s | |
| Declinación (δ) | +38º 02’ 23,0’’ | |
| Mag. aparente (V) | +5,50 | |
| Características físicas | ||
| Clasificación estelar | F7V | |
| Masa solar | 1,22 M☉ | |
| Radio | (1,3 R☉) | |
| Magnitud absoluta | +3,85 | |
| Luminosidad | 2,5 L☉ | |
| Temperatura superficial | 6200 K | |
| Metalicidad | [Fe/H] = +0,02 | |
| Periodo de rotación | 2,8 días | |
| Variabilidad | RS Canum Venaticorum | |
| Edad | 220 x 106 años | |
| Astrometría | ||
| Velocidad radial | 24,8 km/s | |
| Distancia | 68 años luz (21 pc) | |
| Paralaje | 47,63 ± 0,26 mas | |
| Sistema | ||
| N.º de componentes | 3 | |
| Referencias | ||
| SIMBAD | enlace | |
| Otras designaciones | ||
| HD 25998 / HR 1278 / HIP 19335 / SAO 57006 | ||
50 Persei (50 Per) es un sistema estelar en la constelación de Perseo de magnitud aparente +5,50.[1] Se encuentra a 68 años luz de distancia del sistema solar y es miembro —al igual que Botein (δ Arietis) o κ Tucanae— del «supercúmulo de las Híades»,[1] amplio grupo de estrellas que comparten con las Híades el mismo movimiento a través del espacio.
Estrella principal
[editar]La estrella principal de 50 Persei es una estrella blanco-amarilla de tipo espectral F7V con una temperatura superficial de 6200 K.[2] Tiene una luminosidad 2,5 veces mayor que la del Sol y un radio un 30% más grande que el radio solar. Su masa estimada es un 22% mayor que la del Sol.[3] Estos parámetros son similares a los de Asellus Primus (θ Bootis) o ι Piscium, también estrellas de la secuencia principal de tipo F7.
Su período de rotación, entre 2,6 y 3 días, es mucho más breve que el del Sol, aproximadamente de 25 días. Dado que, conforme las estrellas envejecen, su velocidad de rotación va disminuyendo, esta se puede utilizar para estimar la edad de las mismas, técnica conocida como girocronología. La edad de 50 Persei, estimada con esta técnica, se sitúa entre 160 y 270 millones de años, por lo que se piensa que es una estrella joven.[4]
50 Persei presenta una metalicidad similar al solar ( [Fe/H] = +0,02).[2] Asimismo, un exceso en la emisión infrarroja a 24 y 70 μm procedente de 50 Persei sugiere la presencia de un disco circunestelar de polvo a su alrededor.[5]
De acuerdo a la base de datos SIMBAD, 50 Persei es una variable eruptiva RS Canum Venaticorum cuyo brillo fluctúa 0,11 magnitudes. Recibe la denominación de variable V582 Persei.[6]
Compañeras estelares
[editar]A una separación visual de 12 minutos de arco de la estrella principal, se puede observar una estrella binaria (ADS 2995) que comparte movimiento propio con ella. Las dos componentes de esta binaria —separadas entre sí 3,6 segundos de arco— tienen magnitud aparente +7,3 y +9,8.[7] La más brillante de ellas es una enana de tipo G1 o K2.[8]
Referencias
[editar]- ↑ a b 50 Persei (SIMBAD)
- ↑ a b Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. (2009). «The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics». Astronomy and Astrophysics 501 (3). pp. 941-947.
- ↑ Nordström, B.; Mayor, M.; Andersen, J.; Holmberg, J.; Pont, F.; Jørgensen, B. R.; Olsen, E. H.; Udry, S.; Mowlavi, N. (2004). «The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs». Astronomy and Astrophysics 418. pp. 989-1019 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ Barnes, Sydney A. (2007). «Ages for Illustrative Field Stars Using Gyrochronology: Viability, Limitations, and Errors». The Astrophysical Journal 669 (2). pp. 1167-1189.
- ↑ Beichman, C. A.; Bryden, G.; Stapelfeldt, K. R.; Gautier, T. N.; Grogan, K.; Shao, M.; Velusamy, T.; Lawler, S. M.; Blaylock, M.; Rieke, G. H.; Lunine, J. I.; Fischer, D. A.; Marcy, G. W.; Greaves, J. S.; Wyatt, M. C.; Holland, W. S. & Dent, W. R. F. (2006). «New Debris Disks around Nearby Main-Sequence Stars: Impact on the Direct Detection of Planets». The Astrophysical Journal 652 (2). pp. 1674-1693.
- ↑ V0582 Persei (VizieR, SIMBAD)
- ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2). pp. 869-879.
- ↑ GJ 160.1 A -- Star in double system (SIMBAD)
| Control de autoridades |
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Datos: Q76494810
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