Phi Persei
| Phi Persei | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | Stella bianco-azzurra di sequenza principale |
| Classe spettrale | B2Vpe |
| Distanza dal Sole | 717 al |
| Costellazione | Perseo |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 01h 43m 39,638s |
| Declinazione | +50° 41′ 19,43″ |
| Dati fisici | |
| Massa | |
| Temperatura superficiale | |
| Luminosità | |
| Età stimata | 21,5 ± 1,5 milioni di anni |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | +3,97 |
| Magnitudine ass. | −2,70[3] |
| Parallasse | 4,54 mas[4] |
| Moto proprio | AR: +24,59 mas/anno Dec: −14,01 mas/anno[4] |
| Velocità radiale | 0,8 km/s[4] |
| Nomenclature alternative | |
Phi Persei (φ Persei, φ Per), è una stella nella costellazione di Perseo di magnitudine apparente +4,01, distante 717 anni luce circa dal sistema solare[3].
Osservazione
[modifica | modifica wikitesto]Caratterizzata da una declinazione fortemente settentrionale, la sua osservazione è più facile dalle regioni dell'emisfero boreale terrestre, dove si mostra molto alta sull'orizzonte nelle sere dell'autunno e dell'inizio dell'inverno, ossia quando Perseo raggiunge il punto più alto sull'orizzonte. Dall'emisfero australe l'osservazione risulta un po' penalizzata, ed avendo una declinazione di +50° risulta invisibile nei luoghi più a sud della latitudine 40° S.
Caratteristiche fisiche
[modifica | modifica wikitesto]Phi Persei è una stella binaria, la cui componente primaria è una stella bianco-azzurra di sequenza principale di tipo spettrale B2Vpe, avente una massa una decina di volte quella del Sole, mentre la secondaria è una stella subnana di classe B[5]. Le lettere "pe" nella classificazione spettrale indicano che si tratta di una stella peculiare e che sono presenti linee di assorbimento piuttosto marcate nel suo spettro. La stella è infatti una variabile del tipo Gamma Cassiopeiae, un tipo di calde stelle di classe B caratterizzate da un'alta velocità di rotazione e circondate da un disco equatoriale di materia persa dalla stella stessa, che è la causa delle linee di emissione. La variazione di luminosità è di 0,15 magnitudini nell'arco di 19,5 giorni[6]. La velocità di rotazione su sé stessa della stella è piuttosto elevata, di circa 190 km/s.
Si pensa che un tempo la subnana fosse più massiccia di quanto non lo sia attualmente, ma un trasferimento di massa verso la compagna ha diminuito notevolmente le sue dimensioni, a scapito di quella che ora è la stella più brillante e massiccia del sistema[5].
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ N. Tetzlaff et al., A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 410, n. 1, gennaio 2011, pp. 190–200, DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x.
- ^ Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F., Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants, in Astronomische Nachrichten, vol. 331, n. 4, aprile 2010, p. 349, DOI:10.1002/asna.200911355.
- ^ a b c Erik Anderson, Charles Francis, XHIP: An Extended Hipparcos Compilation, in Astronomy Letters, 23 marzo 2012.arΧiv:1108.4971
- ^ a b c V* phi Per -- Variable Star with rapid variations SIMBAD
- ^ a b One Star's Loss is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment in Life of Lively Duo Hubblesite
- ^ AAVSO International Variable Star Index VSX (Watson+, 2006-2013) AAVSO
Voci correlate
[modifica | modifica wikitesto]Altri progetti
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