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| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Geminis |
| Ascensión recta | 06 h 11 m 51.41401 s [1] |
| Declinación | 21 ° 52 ′ 05.6452 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 6.27 - 7.50 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | K5.5 - M1.3 Iab [3] + B4 III: [2] |
| Índice de color U − B | +1,77 [4] |
| Índice de color B − V | +2.25 [4] |
| Tipo variable | SRc [3] |
| Astrometria | |
| Radial velocity (Rv) | +20.42[5] km/s |
| Proper motion (μ) | RA: 0.29[1] mas/yr Dec.: −2.41[1] mas/yr |
| Parallax (π) | 1.05 ± 0.58[1] mas |
| Distance | 1,500[6] pc |
| Absolute magnitude (MV) | -6.31[7] |
| Details | |
| Mass | 14[8] M☉ |
| Radius | 623 ± 158[9], 620 - 710[6] (-770[7]) R☉ |
| Luminosity | 62,000 - 89,000[6] L☉ |
| Temperature | 3,500 - 3,850 [6] K |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
TV Geminorum ( TV Gem / HD 42475 / HR 2190 ) es una supergigante roja variable en la constelación de Géminis . Su magnitud visual varía de 6.3 a 7.5.
Ubicación [ editar ]
TV Gem es menos de un grado SW de η Geminorum . Es miembro de la asociación estelar Gemini OB1 a unos 4.500 años luz de la Tierra. [7]
Variabilidad [ editar ]
TV Geminorum se clasifica como una estrella variable semi-regular , lo que significa que sus cambios de brillo no son predecibles, pero muestran cierta periodicidad. El Catálogo General de Estrellas Variables no enumera un período, [3] pero el Índice Internacional de Estrellas Variables da un período incierto de 229 días. [2] Un estudio detallado de TV Gem entre 1997 y 2014 detecta períodos de 411 días y 3,137 días. [6]
Propiedades [ editar ]
TV Geminorum cambia su tamaño, temperatura y luminosidad a medida que varía su brillo. La temperatura cambia entre 3,500 K y 3,850 K, el radio entre 620 R ☉ y 710 R ☉ , y la luminosidad bolométrica entre 62,000 L ☉ y 89,000 L ☉ . La mayoría de la radiación electromagnética se emite a longitudes de onda más largas que la banda visual, siendo solo alrededor de 20,000 veces más brillante que el sol en las longitudes de onda visuales.
Las pulsaciones no están correlacionadas con los cambios de brillo de la manera esperada; otras variables pulsantes son más brillantes cuando son más calientes y más pequeñas, pero TV Gem no sigue esta regla. Se ha sugerido que las variaciones de luminosidad se ven afectadas por la formación de supergránulos que rodean la estrella. [6] El tipo espectral varía de acuerdo con los cambios de temperatura, desde K5.5 hasta M1.3. El tipo M1.3 se asigna mediante un cálculo numérico a partir de fotometría. [10] La clase espectral MK es M0 - M1.5 Iab. [11]
Si TV Gem estuviera en el centro del sistema solar, los cuatro planetas internos, incluida la Tierra, estarían abarcados dentro de la estrella. Está perdiendo masa a una tasa anual de3.5 × 10 −7 M ☉ . [12]
Compañero [ editar ]
TV Gem parece tener un compañero muy cercano. Su existencia se infiere de un exceso ultravioleta en la distribución de energía espectral . El tipo espectral determinado a partir de la porción ultravioleta del espectro es B4, que parece ser un gigante, aunque se cree que esto es causado por el viento estelar de una estrella de secuencia principal subyacente . Se estima que tiene una magnitud aparente de 11,2 y una magnitud absoluta de -1,4.
 HD 179821 Crédito : Hubble Legacy Archive | |
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Águila |
| Ascensión recta | 19 h 13 m 58,61 s [1] |
| Declinación | + 00 ° 07 ′ 31.9 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 8,19 [2] (7,83 - 8,23 [3] ) |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | G5Ia [4] |
| Magnitud aparente (U) | 10,81 [5] |
| Magnitud aparente (B) | 9.694 [2] |
| Magnitud aparente (R) | 8.2[6] |
| Apparent magnitude (J) | 5.371[6] |
| Apparent magnitude (H) | 4.998[6] |
| Apparent magnitude (K) | 4.728[6] |
| B−V color index | +1.504[2] |
| Variable type | SRD:[3] |
| Astrometry | |
| Radial velocity (Rv) | +82.0[7] km/s |
| Proper motion (μ) | RA: −0.165[8] mas/yr Dec.: −3.448[8] mas/yr |
| Parallax (π) | 0.3102 ± 0.0512[8] mas |
| Distance | approx. 11,000 ly (approx. 3,200 pc) |
| Absolute magnitude (MV) | −8.9[7] |
| Details | |
| Mass | 30[9] M☉ |
| Radius | 704[10] R☉ |
| Luminosity | 310,000[9][11]–600,000[12] L☉ |
| Surface gravity (log g) | 0.5[7] cgs |
| Temperature | 6,750[7] K |
| Metallicity [Fe/H] | 0.0[7] dex |
| Other designations | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
HD 179821 es una estrella supergigante amarilla en la constelación de Aquila , rodeada por una capa de polvo desprendida. Es una variable semi-regular y una estrella post- AGB de masa moderada o una hipergigante amarilla masiva distante entre las estrellas más grandes conocidas .
Descubrimiento [ editar ]
HD 179821 se catalogó por primera vez como una estrella anónima de octava magnitud a principios del siglo XX. [13] Más tarde fue catalogado como un estándar espectral G4 0-Ia, lo que indica un tipo de estrella altamente luminosa ahora conocido como hipergigante. [14]
Primero se consideró notable por su exceso de infrarrojos y su distribución de energía espectral de doble pico en el infrarrojo. [15] Estos se consideraron indicadores del polvo circundante y HD 179821 se identificó como una posible nebulosa protoplanetaria . [16] También se detectó variabilidad. [17]
Los estudios espectroscópicos de alta resolución y las observaciones modernas basadas en el espacio han revelado una composición química inusual y una cáscara de polvo esférica hueca, pero no han resuelto completamente si HD 179821 es una hipergigante amarilla altamente luminosa o una estrella moribunda más modesta. [9]
Observaciones [ editar ]
HD 179821 tiene una carcasa de polvo desprendida en frío que se ha estudiado con la ayuda del telescopio espacial Hubble . La carcasa tiene una forma aproximadamente circular, tiene un diámetro interno de ~ 3 ".3 correspondiente a 20,000 UA a 6,000 pc, y un diámetro externo de 5" .7 o más, con la estrella 0 ".35 desde el centro del La pérdida de masa actual es baja, pero durante la formación de la concha se estima que ha sido4 × 10 −4 M ⊙ , una tasa excepcionalmente alta. [18] Al igual que su constelación vecina y también la estrella hipergigante IRC +10420 , está rodeada por una nebulosa de reflexión extendida . Descubierto a una longitud de onda cercana al IR, esto indica una estrella masiva [19] y, al igual que con la nebulosa de reflexión alrededor del IRC + 10420, puede estar enmascarando una estrella más caliente que el tipo espectral G5 dado. [20]
Es lo que contribuye a una distribución de energía espectral de doble pico . [21] Se estima que la estrella ha perdido alrededor del 10% de su masa inicial después de ser una estrella supergigante roja hace solo 1.600 años, [18] y es una probable candidata a supernova. [11]
La distancia se estima en alrededor de 6,000 parsecs y tiene una alta luminosidad de entre 3.1 × 10 5 [11] y6 × 10 5 L ⊙ . [12] Tiene una alta velocidad radial de+100 km / s . [22] Según los estudios de Jura et al (2001), la estrella puede explotar como una supernova en los próximos 100,000 años.
Composición química [ editar ]
La composición química de esta estrella difiere de la de otras estrellas supergigantes amarillas. La estrella es moderadamente deficiente en metales [19] y los elementos principales presentes en la estrella (aparte del hidrógeno y el helio) son oxígeno, carbono y nitrógeno. Se han detectado moléculas como el isocianuro de hidrógeno , el monóxido de azufre y el HCO + en la envoltura circunestelar de la estrella. Estas moléculas pueden ser el resultado de una fotoquímica activa , generada por fotones UV emitidos por la estrella central cuando se calienta, o pueden producirse en choques. [21]
Controversia [ editar ]
Mientras que la mayoría de los autores consideran que la HD 179821 es una estrella supergigante, [12] otros piensan que en realidad es una nebulosa protoplanetaria o una estrella post- AGB a una distancia de 1 kiloparsec (3.200 años luz). [23] En ese caso, la luminosidad de la estrella sería mucho más baja, alrededor de 16,000 veces la del Sol, y su masa inicial sería igual a la masa actual del Sol. [9]
Esta discrepancia surge porque su distancia era demasiado grande para ser medida por paralaje antes de la misión Gaia y tiene algunas propiedades de una hipergigante amarilla y una nebulosa protoplanetaria / estrella Post-AGB. [7] [9] Gaia Data Release 2 ofrece una paralaje de0,31 mas lo que implica una distancia alrededor3000 PC .
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