12 Lacertae

12 Lacertae es un sistema estelar binario amplio ^{[ 13 ]} en la constelación norteña de Lacerta , ubicado aproximadamente a 1260 años luz del Sol según la paralaje . ^{[ 2 ]} Es visible a simple vista como un punto de luz tenue de tonalidad blanco azulada con una magnitud visual aparente de base de 5,23. ^{[ 3 ]} El sistema se está acercando a la Tierra con una velocidad radial heliocéntrica media de –12,5. ^{[ 6 ]} Es un miembro probable de la asociación I Lacertae OB (Lac OB1). ^{[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]} 

El componente principal es una variable Beta Cephei ^{[ 5 ]} con una clasificación estelar B1.5III, ^{[ 4 ]} que corresponde a una estrella de tipo B con la clase de luminosidad de una estrella gigante . Se sabe que es variable desde hace más de un siglo y ha sido ampliamente estudiada. ^{[ 17 ]} La ​​velocidad radial variable de la estrella fue descubierta por WS Adams en 1912, y las variaciones de luz se establecieron en 1919. La naturaleza pulsacional de la variabilidad fue demostrada por P. Ledoux en 1951, lo que dio lugar a una de las primeras campañas de observación a nivel mundial con la estrella como objetivo. El matemático neerlandés FJM Barning analizó los datos resultantes en 1963 y encontró cuatro ciclos de variación distintos. Para 1994, se habían confirmado seis períodos. ^{[ 5 ]}

La designación de la estrella variable primaria es DD Lacertae , ^{[ 18 ]} mientras que 12 Lacertae es la designación de Flamsteed . ^{[ 12 ]} En términos generales, varía en magnitud de 5,16 a 5,28 con un período de 4,63 horas . ^{[ 18 ]} Se han detectado hasta once frecuencias diferentes, con el ciclo dominante mostrando una frecuencia de 5,179034 ciclos por día. Tres de las frecuencias forman un triplete igualmente espaciado con ciclos de 5,179, 5,334 y 5,490 por día, aunque esta alineación parece ser una coincidencia. ^{[ 5 ]} Es un pulsador híbrido , mostrando comportamientos mixtos de una variable Beta Cephei y una estrella de tipo B de pulsación lenta . ^{[ 19 ]}

La estrella primaria es una estrella masiva , con 9,5 ^{[ 7 ]} veces la masa del Sol y una edad de solo 22 ^{[ 7 ]}  millones de años. Tiene aproximadamente 8,4 ^{[ 8 ]} veces la circunferencia del Sol. La intensidad de campo cuadrática promedio del campo magnético superficial es(2352,3 ± 1604,9) × 10 ⁻⁴ T  . ^{[ 20 ]} Está irradiando 8877 ^{[ 3 ]} veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 23809  K. ^{[ 9 ]} La velocidad de rotación estimada de la primaria en el ecuador es52 ± 5  km/s ; ^{[ 21 ]} aproximadamente el 10% de su velocidad de ruptura. ^{[ 19 ]} Sin embargo, los modelos sísmicos sugieren que la región central está girando mucho más rápidamente con una velocidad de rotación de hasta100  km/s , y por lo tanto la estrella está experimentando una rotación diferencial. ^{[ 21 ]}

La compañera es una estrella de secuencia principal de tipo A con una clasificación estelar A3V y magnitud visual 9.2. A partir de 2008, tenía una separación angular de69 ″ de la primaria. ^{[ 13 ]} Hay una tenue nebulosidad infrarroja a una separación de 0,6 años luz del par que muy probablemente sea una onda de choque de proa . ^{[ 22 ]}