Summary
AG Persei (AG Per / HD 25833) es un sistema estelar variable de magnitud aparente media +6,69[1] situado en la constelación de Perseo. Se encuentra a 1105 ± 65 años luz del sistema solar.[2]
| AG Persei A / B | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Constelación | Perseo | |
| Ascensión recta (α) | 04h 06min 55,83s | |
| Declinación (δ) | +33º 26’ 46,9’’ | |
| Mag. aparente (V) | +6,69 (conjunta) | |
| Características físicas | ||
| Clasificación estelar | B3.4V / B3.5V | |
| Masa solar | 5,35 / 4,89 M☉ | |
| Radio | (3,0 / 2,6 R☉) | |
| Magnitud absoluta | -0,95 / +0,55 | |
| Gravedad superficial | 4,21 / 4,30 (log g) | |
| Luminosidad | 883 / 558 L☉ | |
| Temperatura superficial | 18.200 / 17.400 K | |
| Variabilidad | Binaria eclipsante | |
| Periodo de oscilación | 2,0287 días | |
| Edad | 4 × 106 años | |
| Astrometría | ||
| Velocidad radial | 15,8 km/s | |
| Distancia | 1105 ± 65 años luz (339 pc) | |
| Paralaje | 3,43 ± 0,99 mas | |
| Sistema | ||
| N.º de componentes | 3 | |
| Referencias | ||
| SIMBAD | enlace | |
| Otras designaciones | ||
| HD 25833 / HIP 19201 / SAO 56973 / BD+33 785 / GSC 02362-00115 | ||
Binaria eclipsante
editarLa componente más brillante de este sistema es una binaria espectroscópica formada por dos estrellas blanco-azuladas de la secuencia principal de tipo espectral B3.4V y B3.5V. La primera de ellas tiene una temperatura efectiva de 18.200 K y es 883 veces más luminosa que el Sol. Tiene una masa de 5,35 masas solares y un radio 3,0 veces más grande que el del Sol. Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada —límite inferior de la misma— de 94 km/s.[2]
La estrella B3.5V es ligeramente menos caliente, siendo su temperatura superficial de 17.400 K. Brilla con una luminosidad 558 veces mayor que la luminosidad solar —equivalente al 63% de la de su compañera— y es 4,89 veces más masiva que el Sol. Su radio es 2,6 veces más grande que el radio solar y su velocidad de rotación es igual o superior a 70 km/s.[2]
El par constituye una binaria eclipsante cuyo período orbital es de 2,0287 días. Es, por tanto, una estrella variable; tanto en el eclipse primario como en el secundario, el descenso de brillo es de 0,31 magnitudes.[3]
Componentes adicionales
editarLa binaria eclipsante está acompañada por una componente adicional cuya naturaleza no es bien conocida. Con una masa 3,47 veces mayor que la del Sol, completa una órbita en torno a la binaria cada 1168 años.[4]
El sistema estelar AG Persei tiene una edad de cuatro millones de años.[2]
Referencias
editar- ↑ V* AG Per -- Eclipsing binary of Algol type (SIMBAD)
- ↑ a b c d Torres, G.; Andersen, J.; Giménez, A. (2010). «Accurate masses and radii of normal stars: modern results and applications». The Astronomy and Astrophysics Review 18 (1-2). pp. 67-126.
- ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. (2006). «A catalogue of eclipsing variables». Astronomy and Astrophysics 446 (2). pp. 785-789.
- ↑ Tokovinin, A. (2008). «Comparative statistics and origin of triple and quadruple stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2). pp. 925-938.
Datos: Q5653626
