3 Persei
3 Persei (3 Per)[1] ye una estrella na constelación de Perséu de magnitú aparente +5,71. Alcuéntrase a 245 años lluz del Sistema Solar.
 3 Persei | ||
|---|---|---|
| Datos d'observación (Dómina J2000.0) | ||
| Constelación | Perséu | |
| Ascensión reuta (α) | 01h 58min 33,51s | |
| Declinación (δ) | +49º 12’ 15,7’’ | |
| Mag. aparente (V) | +5,71 | |
| Carauterístiques físiques | ||
| Clasificación estelar | K0IV | |
| Masa solar | 1,0 - 2,2 M☉ | |
| Radiu | (8 R☉) | |
| Magnitú absoluta | +1,20 | |
| Gravedá superficial | 2,30 (log g) | |
| Lluminosidá | 31 L☉ | |
| Temperatura superficial | 4786 - 4845 K | |
| Metalicidá | [Fe/H] = -0,16 | |
| Astrometría | ||
| Velocidá radial | -0,77 km/s | |
| Distancia | 245 años lluz (75 pc) | |
| Paralax | 13,33 ± 0,30 mas | |
| Referencies | ||
| SIMBAD | enllaz | |
| NStED | enllaz | |
| Otres designaciones | ||
| HD 11949 / HR 568 / HIP 9222 / SAO 37665 | ||
| [editar datos en Wikidata] | ||
3 Persei ye una subxigante naranxa de tipu espectral K0IV.[1] Les subxigantes son estrelles que terminaron la fusión nuclear del hidróxenu nos sos nucleos, siendo más brillosos que les nanes de la secuencia principal pero menos que les xigantes puramente diches. Errai A (γ Cephei), ε Reticuli η Serpentis son subxigantes non bien distintes de 3 Persei.
3 Persei tien una temperatura efectivo ente 4786 y 4845 K[2][3] y ye 31 vegaes más lluminosa que'l Sol.[2] El so radiu ye 8 vegaes más grande que'l radiu solar[2] y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,0 km/s.[4] Nun esiste consensu tocantes a la so masa, envalorándose ésta ente 1 y 2,2 mases solares,[3] y tien una edá ente 870[3] y 4550 millones d'años.[5] Como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una estrella del discu finu.[5]
3 Persei presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que l'heliu— inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,16). Ciertos elementos como calciu, siliciu y europiu presenten niveles asemeyaos a les solares, pero otros, como itriu y ceriu, son marcadamente deficitarios ([Ce/Fe] = -0,14).[6][7]
Referencies editar
- ↑ 1,0 1,1 3 Per -- Star (SIMBAD)
- ↑ 2,0 2,1 2,2 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. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008AJ....135..209M&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 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. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008PASJ...60..781T&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ 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. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1999A%26AS..139..433D&db_key=AST.
- ↑ 5,0 5,1 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. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008A%26A...480...91S&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ Mishenina, T. V.; Gorbaneva, T. I.; Bienaymé, O.; Soubiran, C.; Kovtyukh, V. V.; Orlova, L. F. (2007). «Abundances of neutron-prinde elements in atmospheres of cool giants». Astronomy Reports 51 (5). pp. 382-393. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007ARep...51..382M&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ 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. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006A%26A...456.1109M&db_key=AST&nosetcookie=1.
Coordenaes: 
1h 58m 33.506s, 49° 12′ 15.671″
Datos: Q8179273
