Summary
3 Persei (3 Per)[1] es una estrella en la constelación de Perseo de magnitud aparente +5,71. Se encuentra a 245 años luz del sistema solar.
| 3 Persei | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Constelación | Perseo | |
| Ascensión recta (α) | 01h 58min 33,51s | |
| Declinación (δ) | +49º 12’ 15,7’’ | |
| Mag. aparente (V) | +5,71 | |
| Características físicas | ||
| Clasificación estelar | K0IV | |
| Masa solar | 1,0 - 2,2 M☉ | |
| Radio | (8 R☉) | |
| Magnitud absoluta | +1,20 | |
| Gravedad superficial | 2,30 (log g) | |
| Luminosidad | 31 L☉ | |
| Temperatura superficial | 4786 - 4845 K | |
| Metalicidad | [Fe/H] = -0,16 | |
| Edad | 870 - 4550 x 106 años | |
| Astrometría | ||
| Velocidad radial | -0,77 km/s | |
| Distancia | 245 años luz (75 pc) | |
| Paralaje | 13,33 ± 0,30 mas | |
| Referencias | ||
| SIMBAD | enlace | |
| NStED | enlace | |
| Otras designaciones | ||
| HD 11949 / HR 568 / HIP 9222 / SAO 37665 | ||
3 Persei es una subgigante naranja de tipo espectral K0IV.[1] Las subgigantes son estrellas que han terminado la fusión nuclear del hidrógeno en sus núcleos, siendo más brillantes que las enanas de la secuencia principal pero menos que las gigantes propiamente dichas. Errai A (γ Cephei), ε Reticuli η Serpentis son subgigantes no muy distintas de 3 Persei.
3 Persei tiene una temperatura efectiva entre 4786 y 4845 K[2][3] y es 31 veces más luminosa que el Sol.[2] Su radio es 8 veces más grande que el radio solar[2] y gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 1,0 km/s.[4] No existe consenso en cuanto a su masa, estimándose ésta entre 1 y 2,2 masas solares,[3] y tiene una edad entre 870[3] y 4550 millones de años.[5] Como la mayor parte de las estrellas de nuestro entorno, es una estrella del disco fino.[5]
3 Persei presenta una metalicidad —abundancia relativa de elementos más pesados que el helio— inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,16). Ciertos elementos como calcio, silicio y europio presentan niveles semejantes a los solares, pero otros, como itrio y cerio, son marcadamente deficitarios ([Ce/Fe] = -0,14).[6][7]
Referencias
editar- ↑ a b 3 Per -- Star (SIMBAD)
- ↑ a b c Massarotti, Alessandro; Latham, David W.; Stefanik, Robert P.; Fogel, Jeffrey (2008). «Rotational and Radial Velocities for a Sample of 761 HIPPARCOS Giants and the Role of Binarity». The Astronomical Journal 135 (1). pp. 209-231.
- ↑ a b c Takeda, Y.; Sato, B.; Murata, D. (2008). «Stellar Parameters and Elemental Abundances of Late-G Giants». Publications of the Astronomical Society of Japan 60 (4). pp. 781 - 802.
- ↑ de Medeiros, J. R.; Mayor, M. (1999). «A catalog of rotational and radial velocities for evolved stars». Astronomy and Astrophysics Supplement 139. pp. 433-460.
- ↑ a b Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Mishenina, T. V.; Kovtyukh, V. V. (2008). «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants». Astronomy and Astrophysics 480 (1). pp. 91-101.
- ↑ Mishenina, T. V.; Gorbaneva, T. I.; Bienaymé, O.; Soubiran, C.; Kovtyukh, V. V.; Orlova, L. F. (2007). «Abundances of neutron-capture elements in atmospheres of cool giants». Astronomy Reports 51 (5). pp. 382-393.
- ↑ Mishenina, T. V.; Bienaymé, O.; Gorbaneva, T. I.; Charbonnel, C.; Soubiran, C.; Korotin, S. A.; Kovtyukh, V. V. (2006). «Elemental abundances in the atmosphere of clump giants». Astronomy and Astrophysics 456 (3). pp. 1109-1120.
Datos: Q8179273
