| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Carina |
| Ascensión recta | 10 h 20 m 21.608 s [1] |
| Declinación | −60 ° 27 ′ 15.55 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 7.4-9.0 [2] |
| Caracteristicas | |
| Etapa evolutiva | Supergigante rojo |
| Tipo espectral | M4Ia [3] |
| Índice de color U − B | +2,34 [4] |
| Índice de color B − V | +2.20 [4] |
| Tipo variable | SRC [5] [2] [6] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | 2.0 [7] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: −6.1 [8] mas / año Dec .: 2.4 [8] mas / año |
| Paralaje (π) | 0.7759 ± 0.1098 [9] mas |
| Distancia | aprox. 4.200 ly (aprox. 1.300 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | −5,24 [4] |
| Detalles | |
| Radio | 1,168 [3] R ☉ |
| Luminosidad (bolométrica) | 200,000 [3] -240,000 [4] (o 675,000 [4] ) L ☉ |
| Temperatura | 3,574 [3] K |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
EV Carinae es una estrella variable roja supergigante y pulsante de tipo espectral M4Ia en la constelación de Carina . Es un miembro probable de la asociación Carina OB2 a lo largo de la Nebulosa Carina , a una distancia supuesta de aproximadamente 8,000 años luz . [4]
EV Carinae es una de las estrellas más grandes conocidas , con un radio de más de 1,000 veces el Sol, y también es una de las más luminosas con2 × 10 5 L ☉ . [3] [4] Si se coloca en el centro del Sistema Solar , se extendería cerca de la órbita de Júpiter . Las estimaciones más antiguas basadas en distancias mucho más grandes han dado luminosidades más altas y, en consecuencia, valores de radio más grandes. [4]
EV Car es una estrella variable semirregular con una magnitud aparente que varía entre 7,4 y 9,0 en la banda visible, por lo que solo se puede ver con binoculares o un telescopio. Se han identificado varios períodos, pero el dominante es de alrededor de 347 días.
  Crédito : Erik Larsen | |
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Cygnus |
| Ascensión recta | 20 h 21 m 38.55 s |
| Declinación | 37 ° 31 ′ 58.9 ″ |
| Magnitud aparente (V) | 9.0 - 10.8 [1] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M3.5 Ia [2] (M2 - M5 [3] ) |
| Índice de color B − V | +3,13 - +3,21 [3] |
| Tipo variable | SRc [2] |
| Astrometria | |
| Distancia | 1,230 [3] pc |
| Magnitud absoluta (M V ) | −7,71 [4] |
| Detalles [3] | |
| Masa | 19 M ☉ |
| Mínimo (1900) | |
| Radio | 1,553 R ☉ |
| Luminosidad | 145,000 L ☉ |
| Temperatura | 2,858 K |
| Máximo (2000) | |
| Radio | 856 R ☉ |
| Luminosidad | 112,000 L ☉ |
| Temperatura | 3,614 K |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
BC Cygni ( BC Cyg, HIP 100404, BD + 37 3903 ) es una estrella variable roja supergigante y pulsante de tipo espectral M3.5Ia en la constelación Cygnus .
Se considera miembro de la asociación estelar Cygnus OB1, y dentro de ella el cúmulo abierto Berkeley 87.2 que se ubicaría a una distancia de 1,500 parsecs (4,890 años luz ) del Sistema Solar ; sin embargo, según la medida del paralaje por el satélite Hipparcos (1.20 miliarcsegundos). Está a menos de un grado al norte de otra supergigante roja variable, BI Cygni .
Se calculó que BC Cygni tenía una temperatura efectiva de 2,858 a 3,614 K y variaba entre 112,000 a 145,000 L ☉ . El tamaño en su punto más brillante y más fresco se ha calculado en 1.553 R ☉ en comparación con 856 R ☉ en el más cálido y débil. Es una de las estrellas más grandes conocidas . Si estuviera en el lugar del Sol , su fotosfera envolvería la órbita de Júpiter asumiendo el radio máximo de 1,553 R ☉ . Con una masa de aproximadamente 19 M ☉, se estima que la pérdida de masa estelar, como polvo, ya que el gas atómico y molecular no podrían ser evaluadores es 3.2 × 10 −9 M ☉ por año. Esta masa es una indicación de que esta estrella terminará explotando como una supernova .
El brillo de BC Cyg varía de magnitud visual +9.0 y +10.8 con un período de 720 ± 40 días. [1] Entre 1.900 y 2.000 parece haber aumentado su brillo promedio de 0.5 magnitudes.
(Redirigido desde MY Cephei )
| NGC 7419 | |
|---|---|
NGC 7419 en infrarrojo, destacando las cinco supergigantes rojas, más la estrella de carbono en primer plano MZ Cep en la parte inferior izquierda
Crédito: 2MASS | |
| Datos de observación ( época J2000 ) | |
| Constelación | Cefeo |
| Ascensión recta | 22 h 54 m 20 s [1] |
| Declinación | + 60 ° 48 ′ 54 ″ [1] |
| Distancia | (2,300 - 3,300 [2] ) |
| Magnitud aparente (V) | 13 [1] |
| Dimensiones aparentes (V) | 2 ′ [3] |
| Características físicas | |
NGC 7419 es un cúmulo abierto en la constelación de Cefeo . Está muy enrojecido y destaca por contener cinco supergigantes rojas , el número más alto conocido en cualquier grupo hasta finales del siglo XX, pero probablemente no hay supergigantes azules .
Miembros [ editar ]
La más luminosa de las cinco supergigantes rojas es la MY Cephei excepcionalmente genial. [4] Tiene un tipo espectral de M7.5, que es uno de los últimos tipos espectrales de cualquier supergigante, aunque el análisis se dificulta por la falta de estrellas estándar comparables. [5] Se estima que tiene una temperatura de 2,600 K [6] y una luminosidad bolométrica de 180,000 L ☉ . [7] MY Cephei es una estrella variable semirregular con un rango de brillo de magnitud 14.4 - 15.3. [8]
Las estrellas calientes más brillantes tienen un tipo espectral de BC2, lo que indica estrellas B2 con niveles mejorados de carbono . [9] Uno tiene una clase de luminosidad gigante brillante II, mientras que el otro tiene una clase de luminosidad Ib-II, lo que indica que es un gigante brillante o supergigante. Las estrellas más calientes del cúmulo son visualmente débiles debido a alrededor de seis magnitudes de extinción interestelar . [2]
La falta de supergigantes azules, particularmente en un grupo del tamaño y edad adecuados para incluir cinco supergigantes rojas, es inusual. Estas bajas proporciones de supergigantes azul: rojo se producen en grupos de baja metalicidad , pero NGC 7419 tiene una metalicidad joven y casi solar. Las estrellas que giran rápidamente pueden explicar esta tendencia evolutiva, alentando una alta pérdida de masa y una rápida evolución de estrellas masivas en supergigantes rojas. Esta conclusión también es consistente con la alta proporción de estrellas Be en el cúmulo. [4] [2]
La edad del grupo se calcula para ser 14 ± 2 millones de años. Se espera que los cúmulos de esta edad tengan un desvío de secuencia principal en el tipo espectral B1, y esto se ve en NGC 7419. Se observan 1,200 M ☉ de estrellas de tipo B solo, lo que implica una masa total de cúmulos de 7,000 - 10,000 M ☉ . [2]
No miembros [ editar ]
Visible en el mismo campo y tan prominente como las supergigantes rojas en las imágenes infrarrojas es la estrella de carbono MZ Cephei, que está mucho más cerca de nosotros que NGC 7419. [4] Es una estrella variable lenta e irregular con un rango de 14.7 - 15.4. [8]
La estrella visualmente más brillante en la región central del cúmulo es un gigante amarillo, colocado a unos 500 parsecs por la astrometría de Gaia . [10] La estrella cercana aún más brillante HD 316721 también es un objeto de primer plano. [4] Más allá del centro del cúmulo se encuentra el binario V453 Cephei de séptima magnitud , a unos 250 parsecs distantes de nosotros.
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