Theta de Perseu
 Theta de Perseu | |
|---|---|
| Tipus | estrella doble  |
| Tipus espectral (estel) | F7V[1] |
| Constel·lació | Perseu |
| Època | J2000.0 |
| Característiques físiques i astromètriques | |
| Magnitud absoluta | 3,88 |
| Velocitat radial | 23,77 km/s[2] 22,96 km/s[2] 24,53 km/s[2] 24,04 km/s[2] |
| Ascensió recta (α) | 2h 44m 11.7s[3] |
| Declinació (δ) | 49° 13' 42.996''[3] |
| Format per | |
| Catàlegs astronòmics | |
ADS 2081 AB (Catàleg d'Estrelles Dobles Aitken) CSI 48 746 4 (Microfiche edition of CSI) IRAS 02407 4901 (IRAS) WDS J02442 4914AB (Catàleg d'Estrelles Dobles Washington)
| |
Theta de Perseu (θ Persei) és un estel binari a la constel·lació de Perseu.[4] Situada a 36,6 anys llum del sistema solar, té magnitud aparent 4,12.
La component principal del sistema, Theta de Perseu A (GJ 107 A), és una nana groga de tipus espectral F7V amb una temperatura efectiva de 6.238 - 6.350 K —el valor varia segons la font consultada—, aproximadament 520 K[5] superior a la del Sol.[6] Llueix amb una lluminositat 2,44 vegades major que la lluminositat solar. La seva proximitat al Sistema Solar ha permès mesurar directament el seu diàmetre angular i calcular el seu diàmetre, resultant ser aquest un 30% major que el del Sol. Gira sobre si mateixa amb una velocitat de rotació projectada entre 6 i 9 km/s, cosa que dona lloc a un període de rotació inferior a 11 dies.[7] La seva massa és un 25% major que la massa solar i té una edat estimada de 1.150 milions d'anys.[5] La seua metal·licitat, abundància relativa d'elements més pesats que l'hidrogen, és comparable a la solar ([Fe/H] = 0,06). Així mateix, les abundàncies relatives d'altres elements —sodi, magnesi, alumini, silici o sofre— són molt semblants a les trobades en el Sol.[5]
Theta de Perseu B (GJ 107 B) és una nana roja de tipus espectral M1.5V la massa estimada de la qual se situa entre el 43% i el 51% de la massa solar.[8][9] Visualment a 20,5 segons d'arc del seu company, la separació mitjana entre ambdós estels és lleugerament menor de 250 UA —unes 8 vegades la distància que hi ha entre Neptú i el Sol—, sent el període orbital de 2.720 anys. L'òrbita del sistema és moderadament excèntrica (ε = 0,13), per la qual cosa aquesta separació varia entre 216 i 280 UA. El periastre —mínima distància entre les dues components— va tenir lloc el 1616 i l'apoastre ocorrerà l'any 2970. El pla orbital està inclinat 75º respecte al pla del cel.[7]
Referències
[modifica]- ↑ «MK classification for visual binary components» (en anglès). Astronomical Journal, 4-1976, pàg. 245–249. DOI: 10.1086/111879.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 «Statistics of spectroscopic sub-systems in visual multiple stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 1-2002, pàg. 118–123. DOI: 10.1051/0004-6361:20011586.
- ↑ 3,0 3,1 «The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog» (en anglès). Astronomical Journal, 6, 12-2001, pàg. 3466–3471. DOI: 10.1086/323920.
- ↑ «Theta Persei» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 20 desembre 2020].
- ↑ 5,0 5,1 5,2 Takeda, Yoichi «Fundamental Parameters and Elemental Abundances of 160 F-G-K Stars Based on OAO Spectrum Database». Publications of the Astronomical Society of Japan, 59, 2, 2007. pp. 335-356 (Taula consultada en CDS).
- ↑ Ramírez, I.; Allende Prieto, C.; Lambert, D. L. «Oxygen abundances in nearby stars. Clues to the formation and evolution of the Galactic disk». Astronomy and Astrophysics, 456, 1, 2007. pp. 271-289.
- ↑ 7,0 7,1 «Theta Persi» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 20 desembre 2020].
- ↑ Bonfils, X.; Delfosse, X.; Udry, S.; Santos, N. C.; Forveille, T.; Ségransan, D. «Metallicity of M dwarfs. I. A photometric calibration and the impact on the mass-luminosity relation at the bottom of the main sequence». Astronomy and Astrophysics, 442, 2, 2005. pp. 635-642.
