Tau Persei

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök
Tau Persei (τ)
Perseus IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildPerseus
Rektascension02t 45m 15,46108s[1]
Deklination52° 45′ 44,9240″[1]
Skenbar magnitud ()+3,94 - 4,07[2]
Stjärntyp
SpektraltypG8 IIIa[3]
U–B+0,68[2]
B–V+0,91[2]
VariabeltypAlgolvariabel[2]
Astrometri
Radialhastighet ()2,2 ± 0,7[4] km/s
Egenrörelse (µ)RA: -1,26[1] mas/år
Dek.: -4,37[1] mas/år
Parallax ()12,83 ± 0,36[1]
Avstånd254 ± 7  (78 ± 2 pc)
Absolut magnitud ()-0,65[3],-0,45/1,26[3]
Detaljer
Massa2,99 ± 0,10[5] M
Radie16,08 ± 0,54[5] R
Luminositet191[5] L
Temperatur5 507 ± 83[5] K
Metallicitet-0,20 ± 0,03[5] dex
Ålder0,39 ± 0,05[5] miljarder år
Andra beteckningar
18 Persei, BD + 52 ° 641, HD 17878, HD 17879, HIP 13531, HR 854, SAO 23685

Tau Persei (τ Persei, förkortat Tau Per, τ Per) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en dubbelstjärna belägen i den norra delen av stjärnbilden Perseus. Den har en skenbar magnitud på 3,94 – 4,07[2] och är synlig för blotta ögat. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 12,8 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 254 ljusår ( ca 78 parsek) från solen.

Egenskaper[redigera | redigera wikitext]

Primärstjärnan i Tau Persei är en gul till vit jättestjärna av spektralklass G8 IIIa.[3] Den har massa som är omkring tre[5] gånger större än solens massa, en radie som är ca 16[5] gånger större än solens och utsänder från sin fotosfär ca 191[5] gånger mer energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 5 500[5] K.

Tau Persei är ett förmörkelsevariabel, vilket innebär att stjärnans två komponenter kretsar kring varandra på ett sådan sätt att de periodiskt förmörkar varandra när de skymmer varandras ljus. Till skillnad från många förmörkande dubbelstjärnor, som har korta omloppsperioder, har Tau Persei en period på 4,15 år. Med en halv storaxel i omloppsbanan på 0,055 bågsekunder,[6] är detta en av de få förmörkelsevariabler vars komponenter kan upplösas med interferometri.[7] Följeslagaren är en stjärna i huvudserien av spektralklass A3-4 V[3]. År 1989 skärmade primärstjärnan följeslagaren, på ett sådant sätt att det blev möjligt att härleda stjärnornas parametrar med hjälp av dess ljuskurva.[3]

Källor[redigera | redigera wikitext]

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.

Referenser[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ [a b c d e f] van Leeuwen, F.; et al. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. Bibcode:2007A&A...474..653V. arXiv:0708.1752 . doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. ^ [a b c d e] Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  3. ^ [a b c d e f] Griffin, R. E. M.; Schroder, K. P.; Misch, A.; Griffin, R. F. (1992). "Optical Spectra of Zeta-Aurigae Binary Systems - Part Three - the 1989 Eclipse of Tau-Persei". Astronomy and Astrophysics. 254: 289. Bibcode:1992A&A...254..289G.
  4. ^ Gontcharov, G. A. (2006). "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system". Astronomy Letters. 32 (11): 759–771. Bibcode:2006AstL...32..759G. arXiv:1606.08053 . doi:10.1134/S1063773706110065.
  5. ^ [a b c d e f g h i j] Maldonado, J.; Villaver, E.; Eiroa, C. (2013). "The metallicity signature of evolved stars with planets". Astronomy & Astrophysics. 554: 2013. Bibcode:2013A&A...554A..84M. arXiv:1303.3418 . doi:10.1051/0004-6361/201321082.
  6. ^ "Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars". United States Naval Observatory. Hämtad 4 april 2017.
  7. ^ McAlister, H. A. (1981). "Speckle interferometry of Tau Persei". The Astronomical Journal. 86: 1397. Bibcode:1981AJ.....86.1397M. doi:10.1086/113021.

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]