| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Carina |
| Ascensión recta | 10 h 44 m 47.14715 s [1] |
| Declinación | −59 ° 24 ′ 48.1296 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 8,36 [2] (8,2 - 9,9 [3] ) |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M2 Iab [4] |
| Índice de color B − V | +2,31 [2] |
| Tipo variable | LC [3] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | −20.91 [5] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: −8.31 [1] mas / año Dec .: 2.30 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 2,28 ± 1,03 [1] mas |
| Distancia | aprox. 1.400 ly (aprox. 400 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | −6,74 [2] |
| Detalles [2] | |
| Radio | 1,090 R ☉ |
| Luminosidad (bolométrica) | 184,000 L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | −0.3 cgs |
| Temperatura | 3,625 K |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
RT Carinae (HD 303310, HIP 52562, SAO 238424) es una estrella variable en la Nebulosa de Carina en la constelación de Carina . Tiene una magnitud aparente media de +8.55.
RT Carinae es una supergigante roja con un tipo espectral de M2 Ia y tiene una temperatura de 3.625 K. Con un diámetro de 1.090 veces la del Sol, es una de las estrellas más grandes conocidas . La luminosidad se estima en 184,000 veces mayor. Está cerca del clúster abierto Trumpler 15 , pero no se cree que sea miembro. [6] Parece estar rodeado por un nebule polvoriento, posiblemente material expulsado de la estrella misma. [7]
Está catalogada como una estrella variable irregular , pero se han detectado varios períodos de pulsación posibles. El análisis de las observaciones durante más de 40 años ofrece variaciones con períodos de 201 y 448 días, y otros estudios sugieren períodos de 100 y 1,400 días.
Betelgeuse es generalmente la novena estrella más brillante en el cielo nocturno y la segunda más brillante en la constelación de Orión (después de Rigel ). Es una estrella variable semirregular claramente rojiza cuya magnitud aparente varía entre +0.0 y +1.3, el rango más amplio de cualquier estrella de primera magnitud . A longitudes de onda del infrarrojo cercano , Betelgeuse es la estrella más brillante del cielo nocturno. Tiene la designación de Bayer α Orionis , que está latinizada a Alpha Orionis y abreviada Alpha Orio α Ori .
Clasificada como una supergigante roja de tipo espectral M1-2, Betelgeuse es una de las estrellas más grandes visibles a simple vista . Si Betelgeuse estuviera en el centro del Sistema Solar , su superficie se extendería más allá del cinturón de asteroides , envolviendo las órbitas de Mercurio , Venus , la Tierra , Marte y posiblemente Júpiter . Sin embargo, hay varias otras supergigantes rojas en la Vía Láctea que son más grandes, como Mu Cephei y VY Canis Majoris. Los cálculos de su masa varían desde un poco menos de diez hasta un poco más de veinte veces la del Sol . Se calcula que está a 640 años luz de distancia, produciendo una magnitud absoluta de aproximadamente −6. Con menos de 10 millones de años, Betelgeuse ha evolucionado rápidamente debido a su gran masa. Al haber sido expulsada de su lugar de nacimiento en la Asociación Orion OB1, que incluye las estrellas en el Cinturón de Orión, se ha observado que esta estrella fugitiva se mueve a través del medio interestelar a una velocidad de 30 km / s, creando una descarga de arco en cuatro años luz de ancho. . Betelgeuse se encuentra en las últimas etapas de su evolución., y se espera que explote como una supernova en los próximos millones de años.
En 1920, Betelgeuse se convirtió en la primera estrella extrasolar en medir el tamaño angular de su fotosfera . Estudios posteriores han informado un diámetro angular (tamaño aparente) que varía de 0.042 a 0.056 segundos de arco , con las diferencias atribuidas a la no esfericidad, oscurecimiento de las extremidades , pulsaciones y apariencia variable en diferentes longitudes de onda . También está rodeado por una envoltura compleja y asimétrica de aproximadamente 250 veces el tamaño de la estrella, causada por la pérdida de masa de la misma estrella. El diámetro angular de Betelgeuse solo es superado por R Doradus y el Sol .
| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Casiopea |
| Ascensión recta | 23 h 00 m 05.1 s [1] |
| Declinación | + 56 ° 56 ′ 43 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | +4,6 - +6,1 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | G0Ia0 (K5Ia0 - A6Ia + [3] ) [4] |
| Índice de color U − B | +1,33 [5] |
| Índice de color B − V | +1.0 - +1.7 [4] |
| Tipo variable | SRd [2] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | −50.20 [6] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: −2.24 [1] mas / año Dec .: −2.60 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 0,73 ± 0,25 [1] mas |
| Distancia | 4,500 [4] ly (1,370 [4] pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | −8,6 (variable) [4] |
| Detalles | |
| Masa | 11 [4] M ☉ |
| Radio | 400-900 [4] R ☉ |
| Luminosidad | 200,000-400,000 [4] L ☉ |
| Temperatura | 4,000-8,000 [4] K |
| Metallicity [Fe / H] | 0.0 [7] dex |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
V509 Cassiopeiae ( V509 Cas o HR 8752 ) es una de las dos estrellas hipergigantes amarillas que se encuentran en la constelación de Cassiopeia , que también contiene Rho Cassiopeiae .
HR 8752 está a unos 4.500 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud aparente que ha variado desde debajo de +6 en tiempos históricos hasta un pico de +4.6 y ahora alrededor de +5.3 y está clasificada como una estrella variable semirregular de tipo SRd. Está experimentando una fuerte pérdida de masa como parte de su rápida evolución y recientemente ha pasado a través del vacío evolutivo amarillo al expulsar alrededor de una masa solar de material en 20 años. [4]
En 1978 se describió un compañero de secuencia principal caliente (B1V) sobre la base de un exceso de color en el ultravioleta.
Observaciones [ editar ]
Brillo [ editar ]
HR 8752 es una estrella a simple vista, pero no tiene designación Bayer o Flamsteed , y no está registrada en otros catálogos antes del siglo XIX. Cuando se registró por primera vez en el catálogo del Observatorio Radcliffe en 1840, era de sexta magnitud, y se supone que antes había sido de sexta magnitud o más débil. La estrella es ligeramente variable en una escala de tiempo de alrededor de un año, pero el brillo promedio aumentó de manera constante, alcanzando una magnitud de 5.0 en la década de 1950. [2] [8]
El brillo subió a magnitud 4,75 en 1973, pero el inicio exacto de este evento no se observó bien. [9] Desde entonces, la estrella se ha estudiado mucho más de cerca. Alcanzó su punto máximo en magnitud 4.6 en 1976, luego cayó rápidamente a magnitud 4.9 en 1979, luego osciló entre magnitudes 4.75 y 4.85 durante la próxima década. Desde entonces, el brillo generalmente ha disminuido, con variaciones algo irregulares de menos de una décima de magnitud, a una magnitud de 5.3 en 2000 y puede haberse estabilizado a ese nivel. [2]
Hay posibles registros históricos de nuevas estrellas en Cassiopeia que podrían corresponder a explosiones anteriores de HR 8752, pero la asociación es altamente especulativa. [4]
Espectro [ editar ]
Los tipos espectrales y las comparaciones de colores para HR 8752 se han realizado regularmente durante más de un siglo. La estrella fue reconocida como algo inusual y probablemente muy luminosa, pero no variable. En realidad se propuso como un estándar espectral para el tipo G0Ia. [10]
El color de la estrella medido por la diferencia entre las magnitudes azul y visual (B − V) puede haber disminuido ligeramente de aproximadamente 1.2 en 1900 a 0.8 en la década de 1960. Las mediciones en diferentes épocas no siempre están calibradas para las mismas bandas espectrales, y los valores tienen que ser rediseñados para tener en cuenta la extinción interestelar , pero el pequeño cambio corresponde a los registros del espectro y se consideran reales. El color se enrojeció dramáticamente a un valor B-V de hasta 1.6 magnitudes en 1973, cayó rápidamente a 0.02 en 2000 y se ha mantenido constante desde entonces. Las observaciones detalladas disponibles desde 1960 también muestran variaciones rápidas de color de aproximadamente 0.2 magnitudes en escalas de 1 a 5 años superpuestas a las tendencias generales.[4]
El tipo espectral durante el mismo período ha cambiado de un hipergigante G0 a principios del siglo XX, a principios de K en 1973, luego regresó rápidamente a G0 en 1977, y continuó alcanzando A6 Ia + en 2011. Estos tipos espectrales son compatibles con el color observado cambia, lo que indica cambios en la temperatura de la estrella o sus vientos densos . El espectro contiene líneas de emisión de nitrógeno y helio con perfiles inusuales de P Cygni , incluyendo "P Cygni inverso" y perfiles de línea de doble pico. Líneas N II prohibidas y un H α de pico tripleLa línea se ha fortalecido drásticamente desde 1993, y los perfiles también han cambiado, lo que indica desarrollos en material circunestelar probablemente expulsados de la estrella. [3]
Propiedades [ editar ]
Parece que HR 8752 no solo varía en brillo y fluctúa en temperatura y tamaño como la mayoría de las estrellas inestables, sino que en realidad está experimentando un cambio evolutivo secular de temperaturas más frías a más calientes.
La temperatura puede estimarse con cierta precisión a partir de las observaciones espectrales y de color. La temperatura efectiva calculada aumentó de 4.500 K en 1900 a 5.000 K en 1960. En esa etapa, la luminosidad era de alrededor de 243,000 L ☉ y el radio de 680 R ☉ .
La estrella luego varió erráticamente hasta 1973 cuando se expandió y enfrió rápidamente. Un análisis espectral detallado en 1977 informó una temperatura baja de 4,000 K, con una luminosidad máxima en 1976 de 400,000 L ☉ con un radio de más de 900 R ☉ . La gravedad de la superficie en este momento se calculó como log (g) = -2, lo que indica que la superficie visible se separó efectivamente de la estrella. Luego, la estrella rápidamente regresó a su temperatura anterior de 5,000K, una luminosidad de 316,000 L ☉ y un radio de 776 R ☉ . [11]
A partir de 1985, HR 8752 comenzó un cambio sorprendente, aumentando la temperatura a alrededor de 8,000 K y disminuyendo de tamaño a 400 R ☉ en 2000, con una luminosidad de 213,000 L ☉ . Desde entonces, los parámetros físicos han sido más estables, aunque el viento estelar continúa cambiando. La gravedad de la superficie ha vuelto a un valor más normal para una supergigante luminosa cerca de log (g) = 1.0. Este cambio significa que en algunas décadas la estrella ha pasado por una región de inestabilidad en el diagrama H – R donde no se observan estrellas, un cambio evolutivo que no se ha observado en ninguna otra estrella. [4]
Las abundancias elementales derivadas del espectro indican aproximadamente metalicidad solar , aunque algunos elementos mejoran debido al estado evolutivo de HR 8752. [11] [12]
Estado evolutivo [ editar ]
Antes de 1973, HR 8752 era un hipergigante amarillo frío con un tipo espectral G temprano. Después de un dramático desprendimiento de sus capas externas, ahora ha saltado a hipergigante medio A y no se espera que regrese a su estado frío. Los modelos de una estrella de 25-40 M ☉ ZAMS lo muestran cruzando la región de inestabilidad del "vacío evolutivo amarillo" primero hacia temperaturas más frías, luego más tarde hacia temperaturas más calientes. El vacío evolutivo amarilla se llama así porque muy pocas estrellas se encuentran en la parte del diagrama de H-R . Es probable que esto se deba a que la evolución de las estrellas con tales parámetros es extremadamente rápida, tal vez incluso casi instantánea en términos astronómicos.
El primer cruce del vacío evolutivo amarillo es muy rápido, pero la estrella no experimenta una gran inestabilidad. El segundo cruce, que regresa a temperaturas más altas después de un tiempo como hipergigante amarillo, implica cruzar una región, o posiblemente dos regiones, donde la estrella experimenta una gran inestabilidad, que se espera que se muestre como episodios de fuerte pérdida de masa. HR 8752 ha cruzado la primera de las dos principales zonas de inestabilidad y se espera que migre a temperaturas aún más cálidas durante un período de tiempo del orden de mil años. Basándose en su estado observado actual, HR 8752 se estima que tiene ahora 11 M ☉ partió de una inicial 25 M ☉ y es probable que convertirse en un relativamente bajo luminosidad variable luminosa azul antes de evolucionar además en unaEstrella Wolf-Rayet . [4]
El destino final de todas las estrellas masivas es un colapso del núcleo y algún tipo de explosión de supernova. Por debajo de aproximadamente 20 M ☉, se espera que esto ocurra como una supernova de tipo II de un progenitor supergigante rojo. Las estrellas más masivas evolucionan en estrellas Wolf-Rayet antes de explotar como una supernova de tipo Ib o Ic. Para un rango intermedio de masas, se cree que las estrellas sufren un colapso del núcleo en la etapa de hipergigante amarilla o LBV de sus vidas, lo que resulta en una supernova de tipo IIb o quizás IIn. HR 8752 puede ser una estrella, y nunca puede superar su estado evolutivo actual antes de explotar.
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