VX Sagittarii es una supergigante roja o hipergigante roja ubicada a más de 1.5 kiloparsec del Sol en la constelación de Sagitario . Es una estrella variable pulsante con un rango de magnitud inusualmente grande . También es una de las estrellas más grandes descubiertas hasta ahora, con un radio que varía entre 1,350 y 1,940 radios solares (940,000,000 y 1.35 × 10 9 km ; 6.3 y 9.0 au ).
Observaciones
La estrella se clasifica como una variable semirregular fría de tipo SRc con un período de pulsación de 732 días . Las variaciones a veces tienen una amplitud comparable a una variable de período largo , en otras ocasiones son mucho más pequeñas. El tipo espectral varía entre M4e alrededor del máximo visual y M9.8e con luz mínima, y la clase de luminosidad es Ia que indica una supergigante brillante . El espectro muestra líneas de emisión que indican que la estrella está perdiendo masa a través de un fuerte viento estelar . [6]
La paralaje anual de VX Sagittarii se ha medido con extrema precisión utilizando VLBI y se ha comprobado que es0.64 ± 0.06 mas , que indica una distancia de aproximadamente 5,100 años luz. Esto es compatible con la distancia a Sagitario OB1 , la asociación estelar a la que se cree que pertenece VX Sagitario. Su velocidad radial y movimientos apropiados también son consistentes con otros miembros de la asociación. [3]
Características estelares
La temperatura efectiva de VX Sagittarii es aparentemente muy variable desde alrededor de 2,400 K en el mínimo visual hasta alrededor de 3,300 K cerca del máximo. Estas bajas temperaturas son comparables a las estrellas AGB más frías y sin precedentes para una supergigante masiva. [5] [6] Su atmósfera es muy extendida, irregular y variable durante las pulsaciones de la estrella, pero la luminosidad bolométrica varía mucho menos que el brillo visual y se calcula que es de aproximadamente 195,000 L ☉ . A una temperatura efectiva de 3,300 K, se espera que el radio esté en algún lugar entre 1,120 R ☉ y 1,550 R ☉ . [3]Los estudios más antiguos con frecuencia calculaban luminosidades más altas. [8] [9]
La atmósfera de VX Sgr muestra capas moleculares de agua y másers de SiO en la atmósfera, típicos de una estrella OH / IR . [10] Los masers se han utilizado para obtener una distancia precisa de 1.590 parsecs. [11] El espectro también indica un fuerte VO y CN . En muchos aspectos, la atmósfera es similar a las estrellas AGB de baja masa, como las variables Mira , pero una luminosidad y tamaño supergigantes.
 VX Sagittarii, en un círculo | |
| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| Constelación | Sagitario |
| Ascensión recta | 18 h 08 m 04.04831 s [1] |
| Declinación | −22 ° 13 ′ 26.6327 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 6.5 - 14.0 [2] |
| Caracteristicas | |
| Etapa evolutiva | Hipergigante rojo [3] |
| Tipo espectral | M4eIa - M10eIa [4] |
| Magnitud aparente (U) | 11,72 |
| Magnitud aparente (B) | 9.41 |
| Magnitud aparente (V) | 6.52 |
| Magnitud aparente (I) | 2.11 |
| Magnitud aparente (J) | 1,23 |
| Magnitud aparente (H) | 0.13 |
| Magnitud aparente (K) | −0.50 |
| Magnitud aparente (L) | −1,61 |
| Tipo variable | SRc [2] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | +6.47 ± 3.37 [3] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: +0.36 ± 0.76 [3] mas / año Dec .: −2.92 ± 0.78 [3] mas / año |
| Paralaje (π) | 0.64 ± 0.04 [3] mas |
| Distancia | 5.100 ± 300 ly (1.560 ± 100 pc ) |
| Detalles | |
| Masa | 12 [5] M ☉ |
| Radio | entre 1.120 y 1.550 [3] , 1.350–1.940 (pulsación) [6] R ☉ |
| Luminosidad | 195 000 ± 62 000 [3] , 110,000–190,000 [6] L ☉ |
| Temperatura | 2.900 [7] (casi mínimo), 3.200-3.400 (casi máximo) [5] , 2.400–3.300 [6] K |
| Otras designaciones | |
  | |
| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Cefeo |
| Ascensión recta | 22 h 23 m 07.01657 s [1] |
| Declinación | + 55 ° 57 ′ 47.6262 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | +6,65 [2] (6,0 - 7,3 [3] ) |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | K2 0-Ia [4] (G8 - M2Ia-0 [3] ) |
| Magnitud aparente (K) | 1,88 [2] |
| Índice de color U − B | 2,38 [2] |
| Índice de color B − V | 2.22 [2] |
| Tipo variable | SRd [5] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | -56,00 [6] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: -2.74 [1] mas / año Dec .: -2.66 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 0.2357 ± 0.0944 [7] mas |
| Distancia | aprox. 14,000 ly (aprox. 4,000 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | −8.0 [8] - −9.4 [9] |
| Detalles | |
| Masa | 13,9 [10] M ☉ |
| Radio | 981 - 1.758 [a] R ☉ |
| Luminosidad | 550,000 [9] L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 0.2 [11] cgs |
| Temperatura | 4,015 [12] (3,749 - 5,018) [11] K |
| Años | 18,7 [10] Myr |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
RW Cephei es una estrella hipergigante naranja en la constelación de Cepheus , en el borde de la región Sharpless 132 HII y cerca del pequeño cúmulo abierto Berkeley 94. Una de las estrellas más grandes conocidas , RW Cephei tiene entre 981 y 1,758 radios solares (682,000,000 y 1.223 × 10 9 km ; 4.56 y 8.18 au ), [9] [11] que es más grande que los límites exteriores del cinturón de asteroides, o posiblemente la órbita de Júpiter .
RW Cephei también es una estrella variable semi-regular del tipo SRd , lo que significa que es un gigante amarillo o supergigante que varía lentamente. El rango de magnitud visual es de 6.0 a 7.3, [3] mientras que el rango fotográfico es de 8.6 - 10.7. [5] El Catálogo General de Estrellas Variables da un período de aproximadamente 346 días, pero otros estudios sugieren períodos diferentes y ciertamente no hay una periodicidad fuerte. [13]
El espectro se ha clasificado tan temprano como G8 y tan tarde como M2, pero no está claro que haya habido una variación real. En el primer atlas espectral MK, figuraba en la lista M0: Ia. [14] RW Cep se enumeró más tarde como la estrella estándar para el tipo espectral G8 Ia, [15] luego como el estándar para K0 0-Ia. [16] Basado en los mismos espectros, se ajustó a la estrella estándar para el tipo K2 0-Ia. [17] Las bandas moleculares características de las estrellas de clase M se ven en espectros infrarrojos, pero no siempre en espectros ópticos. [18] [19] La temperatura es igualmente incierta, con fuerzas de excitación contradictorias en el espectro. Un ajuste de temperatura de correlación de color simple da temperaturas alrededor de 3.750 K, mientras que un ajuste de espectro completo da una temperatura de 5.000 K. [11]
La distancia a RW Cephei se ha estimado sobre la base de su luminosidad espectroscópica y se supone que es miembro de la asociación Cepheus OB1 a 3.500 parsecs, de acuerdo con el paralaje de Gaia Data Release 2 . [9] [7]
La temperatura intermedia entre las supergigantes rojas y las hipergigantes amarillas , y en sí misma que varía considerablemente, ha llevado a que sea considerada como una hipergiante roja [20] o hipergigante amarilla. [21]
La masa de la estrella es de aproximadamente 13.9 masas solares , que es aproximadamente 6.92 veces la masa de PSR J0348 + 0432 , la estrella de neutrones más masiva jamás descubierta.
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Vulpecula |
| Ascensión recta | 19 h 50 m 11.9280 s [1] |
| Declinación | 24 ° 55 ′ 24.1775 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 9.13 - 9.61 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M1Ia [2] |
| Tipo variable | LC [2] |
| Astrometria | |
| Movimiento adecuado (μ) | REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: -2,320 ± 0,073 [1] Mas / año diciembre .: -5,807 ± 0,071 [1] mas / yr |
| Parallax (π) | 0.5633 ± 0.0516[1] mas |
| Distance | 5,800 ± 500 ly (1,800 ± 200 pc) |
| Details | |
| Radius | 980[3] R☉ |
| Luminosity | 225,000[3] L☉ |
| Temperature | 4,000[3] K |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
NR Vulpeculae es una estrella variable roja supergigante e irregular en la constelación de Vulpecula . Es una de las estrellas más grandes conocidas .
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