Gamma Persei (γ Per, γ Persei), è una stella binaria nella costellazione di Perseo distante 258 anni luce circa dal sistema solare, di magnitudine apparente +2,91.
Osservazione La stella è la più settentrionale tra quelle brillanti che formano l'asterismo di Perseo, più brillanti, nella parte meridionale della costellazione di Perseo. 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 +53° risulta invisibile nei luoghi più a sud della latitudine 37°S.
Caratteristiche del sistema A lungo conosciuta come binaria spettroscopica, Gamma Persei è stata risolta con il metodo dello speckle, ed è anche una binaria a eclisse di tipo Algol, la seconda più luminosa dopo Algol stessa. La magnitudine varia da 2,91 a 3,21 in un periodo di 5346 giorniDati della stella sul sito dell'AAVSO. Il suo periodo orbitale è di 14,6 anni.
Gamma Persei A è una gigante gialla, e come tale è giù uscita dalla sequenza principale avendo terminato l'idrogeno da fondere in elio nel suo nucleo, dove ora sta fondendo l'elio in elementi più pesanti quali carbonio e ossigeno.
La compagna, Gamma Persei B, è una stella di tipo spettrale A, A3V ma a volte classificata anche A3, meno massiccia della compagna e meno luminosa; è comunque 90 volte più luminosa del Sole e la sua massa a seconda delle pubblicazioni è stimata tra 1,65 e . Orbita ad una distanza media dalla principale di , anche se l'eccentricità orbitale la porta a variare la distanza da 2 a 18 UA.
Eclissi
Gamma Persei è una binaria a eclisse, tuttavia la scoperta è avvenuta solo nel 1990 poiché le due stelle sono molto più separate del prototipo delle variabili a eclissi Algol, e avvengono solo ogni 14,6 anni, con la luminosità che cala di 0,55 magnitudini quando la componente principale, più massiccia ma più fredda, transita davanti alla secondaria. Sono state osservate finora solo due eclissi, quelle del 1990 e del 2019, quella del 2005 non è stata osservata in quanto il Sole si trovava prospetticamente troppo vicino al sistema stellare per permettere osservazioni fotometriche .
Uno studio del 2023 ipotizza che la secondaria sia stata oggetto di un raro evento di cattura; la secondaria di classe A pare troppo fredda ed evoluta per avere una massa di "sole" 2,4 volte quella del Sole, dovrebbe essere più calda se avesse la stessa età della più massiccia componente A, mentre invece pare alla fine della sua vita in sequenza principale. Anche l'alta eccentricità orbitale sembra suggerire che le due stelle non siano nate nello stesso momento e dalla stessa nube molecolare.
Note
Collegamenti esterni V* gam Per -- Eclipsing binary of Algol type (detached) SIMBAD
Categoria:Giganti gialle Categoria:Stelle bianche di sequenza principale Categoria:Stelle di classe spettrale G Categoria:Stelle di classe spettrale A Categoria:Variabili Algol