 RS Persei es la estrella roja más cercana al centro de NGC 884 , el cúmulo de la derecha (el norte está abajo). | |
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Perseo |
| Ascensión recta | 2 h 22 m 24.288 s [1] |
| Declinación | + 57 ° 0.6 ′ 34.08 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 7.82-10.0 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M4Iab [3] |
| Tipo variable | SRc [2] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | −38.0 ± 2 [4] km / s |
| Proper motion (μ) | RA: −0.371±0.137[5] mas/yr Dec.: −0.931±0.165[5] mas/yr |
| Parallax (π) | 0.6437 ± 0.0822[5] mas |
| Distance | 2,345±55[6] pc |
| Absolute magnitude (MV) | −6.18[7] |
| Details[6] | |
| Mass | 12-15 M☉ |
| Radius | 770±30 R☉ |
| Luminosity | 77,600+9,500 −8,400 L☉ |
| Surface gravity (log g) | −0.2 ± 0.05 cgs |
| Temperatura | 3,470 ± 90 K |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
RS Persei es una estrella variable supergigante roja ubicada en el Cúmulo Doble en Perseo . La magnitud aparente de la estrella varía de 7.82 a 10.0, lo que significa que nunca es visible a simple vista .
Ubicación [ editar ]
Variabilidad [ editar ]
RS Persei se clasifica como una estrella variable semirregular , con un brillo que varía de magnitud 7.82 a 10.0 durante 245 días, [2] Los estudios detallados muestran que también pulsa con un largo período secundario de4.200 ± 1.500 días. [9]
Propiedades [ editar ]
RS Persei es una gran estrella fría, 3.500 K y con un radio de 770 R ☉ . Levesque calcula 1,000 R ☉ . [7] Esto lo hace luminoso, aunque gran parte de su radiación se emite en el infrarrojo . En todas las longitudes de onda es al menos 70,000 veces más luminosa que el sol. Está rodeado de polvo que se ha condensado del material perdido por la estrella. [10]
RS Persei a veces se ha considerado como una estrella de rama gigante asintótica de baja masa altamente evolucionada (AGB), [11] pero los cálculos de su masa actual sugieren que es una supergigante de baja masa. NGC 244 también es demasiado joven para albergar estrellas de AGB.
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| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Scorpius |
| Ascensión recta | 17 h 14 m 27.65446 s [1] |
| Declinación | −39 ° 45 ′ 59.9377 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | +6.22 - 6.64 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | K0Ia-0 [3] |
| Índice de color U − B | 2,48 [4] |
| Índice de color B − V | 2,25 [4] |
| Tipo variable | Desconocido [2] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | 46.00[5] km/s |
| Proper motion (μ) | RA: −1,42[1] mas/yr Dec.: −1.47[1] mas/yr |
| Parallax (π) | −0.69 ± 0.77[1] mas |
| Distance | 1,800[6] - 7,300[7] pc |
| Absolute magnitude (MV) | −9.0[8] |
| Details | |
| Radius | 760[a] R☉ |
| Luminosity | 350,000[8] L☉ |
| Surface gravity (log g) | 0.0[9] cgs |
| Temperature | 5,100[10] K |
| Metallicity [Fe/H] | +0.55 [9] dex |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
V915 Scorpii ( HR 6392 , HD 155603 ) es una estrella variable hipergigante naranja en la constelación Scorpius .
Alrededores [ editar ]
V915 Scorpii está rodeado por la escasa asociación OB Moffat 2. [6] También está rodeado por una envoltura de polvo y gas, produciendo un importante exceso de infrarrojos . [10]
V915 Sco ha sido clasificado como una estrella triple. A 15 "de distancia se encuentra la estrella Wolf-Rayet WR 85, una de las estrellas más luminosas conocidas, pero visualmente cuatro magnitudes más débiles que V915 Sco. [11] El componente C es una estrella de clase K de décima magnitud de 17" de distancia. [12] También hay una estrella de magnitud 14 a 22 "de distancia. La fotometría y los movimientos espaciales sugieren que solo V915 Sco y WR 85 se encuentran a la misma distancia, mientras que las otras dos estrellas son objetos de primer plano. Los supuestos sobre el brillo de cada estrella sugieren un distancia de 2.600 parsecs y una separación proyectada de 0.2 pc. [7]
A cuatro minutos de distancia del arco se encuentran otros dos miembros supuestos de la asociación, un gigante B0 de magnitud 10 y una estrella OB de magnitud 11. Ajustar los miembros de la asociación a una secuencia principal proporciona una distancia altamente incierta de 1.8 kpc. [6] Se calculó una distancia cinemática para la burbuja alrededor de WR 85 a 2.8 kpc. [13] La distancia a V915 derivada de Scorpii suponiendo una mínima extinción interestelar es de 7,300 pc. [10] Sin embargo, la estrella se enrojece considerablemente y esto da como resultado una distancia de 2.630 pc. [7] El análisis de WR 85 como una estrella luminosa rica en hidrógeno da una distancia de 6.600 pc. [11]
Variable [ editar ]
V915 Scorpii es variable en casi media magnitud, pero se desconoce la naturaleza de las variaciones. [2] [14] Cualquier período asociado con la variación es superior a 600 días. [15]
Propiedades [ editar ]
La distancia al V915 Sco es altamente incierta, y apenas se ha observado en los últimos 20 años, pero su magnitud absoluta se determina consistentemente entre −8 y −9, lo que la convierte en una supergigante extremadamente luminosa. [6] [8] [10] El tipo espectral fue asignado como G5Ia en 1954, [16] G5Ia-0 en 1973, [17] G8Ia en 1977, [6] K0Ia en 1982, [18] y K0Ia-0 en 1989.
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