 Ubicación de S Cas | |
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Casiopea |
| Ascensión recta | 01 h 19 m 41.99 s [1] |
| Declinación | 72 ° 36 ′ 40.8 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | +7,9 - +16,1 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | S3,4 - S5,8 [3] |
| Tipo variable | Mira [2] |
| Astrometria | |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: 3.201 [4] mas / año Dec .: 1.056 [4] mas / año |
| Paralaje (π) | 0.8585 ± 0.1626[4] mas |
| Distance | 460[5] pc |
| Details | |
| Radius | 930[6] R☉ |
| Luminosity | 5,210[5] L☉ |
| Temperature | 1,800[7] K |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
S Cassiopeiae ( S Cas , HD 7769 ) es una variable Mira y una estrella de tipo S en la constelación de Cassiopeia . Es una estrella inusualmente fría, que pierde masa rápidamente y está rodeada de densos gases y masers productores de polvo .
Distancia [ editar ]
En ausencia de una medida de su paralaje por el satélite Hipparcos , su distancia del sistema solar se estimó entre 1.860 y 2.770 años luz . [7] [8] Gaia Data Release 2 publicó una paralaje de0.8585 ± 0.1626 mas , que indica una distancia alrededor1200 pc , [4] pero las observaciones tienen un nivel de ruido muy alto y se consideran poco confiables. Una distancia deSe prefiere 460 pc . [5]
Tipo espectral [ editar ]
Con un tipo espectral de S3,4e-S5,8e, S Cassiopeiae es una estrella de tipo S similar a χ Cygni ; Estas son estrellas asintóticas de rama gigante (AGB) similares a las de la clase M, excepto que las bandas espectrales dominantes de óxidos metálicos están formadas por metales del quinto período de la tabla periódica como el circonio o el itrio . Otra característica de esta clase de estrellas es la alta pérdida de masa; en el caso de S Cassiopeiae se estima en3.5 × 10 −6 M ☉ por año. [3]
Características [ editar ]
S Cassiopeiae tiene un radio de 930 radios solares ; si se coloca en el centro del Sistema Solar , se extendería más allá de la órbita de Marte y el Cinturón de Asteroides . Su efectiva la temperatura es de 1.800 K , [7] que es excepcionalmente fresco para cualquier estrella, y su luminosidad bolométrica es 8.000 veces mayor que la del sol. [5]
S Cassiopeiae es una Mira variable , una estrella variable pulsante cuyo brillo visual varía en varias magnitudes con un período y amplitud algo regular. Su magnitud visual varía entre +7.9 y +16.1 en un período promedio de 612.43 días. Las variables de Mira son estrellas en las últimas etapas de la evolución cuya inestabilidad proviene de pulsaciones en su superficie, causando cambios en el color y el brillo. Algunos de ellos, incluyendo S Cassiopeiae, muestran emisiones de SiO maser .
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Carina |
| Ascensión recta | 10 h 50 m 26,3 s [1] |
| Declinación | 59 ° 58 ′ 56.57 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 7.2 - 8.5 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M2Iab [2] |
| Tipo variable | SRc [2] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | 0.90 ± 1.8 [3] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: –6.054 [1] mas / año Dec .: 2.311 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 0.4493 ± 0.0460 [1] mas |
| Distancia | aprox. 7.300 ly (aprox. 2.200 pc ) |
| Detalles | |
| Radio | 920 [4] [a] R ☉ |
| Luminosidad | 133,000 [4] [a] L ☉ |
| Temperatura | 3,650 [4] [a] K |
| Otras designaciones | |
IX Car, CD-59 ° 3368, CPD-59 ° 2775, GSC 08626-01670, HD 94096, HIP 52991, IRAS 10484-5943, 2MASS J10502630-5958563, PPM 339497, SAO 238523, TYC 8626-1670-1
| |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
IX Carinae ( IX Car ) es una estrella variable roja supergigante y pulsante de tipo espectral M2Iab en la constelación de Carina . Es miembro de la asociación Carina OB1 a lo largo de la Nebulosa Carina . Es una de las estrellas más grandes con un radio de 920 R ☉ (640,000,000 km ; 4.3 au ). [4] Si se coloca en el centro del Sistema Solar , se extendería cerca de la órbita de Júpiter .
IX Car es una estrella variable semirregular con un rango de brillo máximo de magnitud 7,2 - 8,5 [2] y un período de 408 [2] o 4.400 [2] días.
| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Tucana |
| Ascensión recta | 01 h 10 m 03.858 s [1] |
| Declinación | −72 ° 36 ′ 52.62 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 12.7 a menos 16.7 [2] [3] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M5.5 II (M3e - M7.5 [4] ) |
| Magnitud aparente ( J ) | 10.020 [1] |
| Magnitud aparente ( H ) | 9.100[1] |
| Apparent magnitude (K) | 8.723[1] |
| U−B color index | +0.33[5] |
| B−V color index | +1.80[5] |
| Variable type | Mira?[6] |
| Astrometry | |
| Radial velocity (Rv) | 157[7] km/s |
| Proper motion (μ) | RA: 2.8 ± 2.3[8] mas/yr Dec.: −9.8 ± 2.3[8] mas/yr |
| Absolute magnitude (MV) | −5.2[7] |
| Details[7] | |
| Radius | 916[a] R☉ |
| Luminosity | 107,000 L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 0.0 cgs |
| Temperatura | 3,450 K |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
HV 2112 es una estrella variable luminosa y fresca en la Pequeña Nube de Magallanes . Hasta 2018, se consideraba el candidato más probable para un objeto Thorne-Żytkow , pero ahora se cree que es una estrella gigante asintótica .
Descubrimiento [ editar ]
HV 2112 se informó por primera vez como una estrella variable en 1908, por Henrietta Leavitt . En el momento se identificó como Harvard no. 2112. No se dio ningún período, pero se informó que era "probablemente largo". El rango de magnitud se dio como 13.7 a más débil que 16.5, a partir de placas fotográficas. [9]
En 1966, el análisis de las estrellas variables de la Nube de Magallanes mostró que HV 2112 tenía un rango de magnitud fotográfica de 13.0 a menos de 17.8. Se clasificó como una variable de período largo, ahora conocida como una variable de Mira , sobre la base de su gran amplitud y variaciones de luz razonablemente regulares. [10]
Posibles tipos de objetos [ editar ]
AGB star [ editar ]
El HV 2112 generalmente ha sido tratado como una estrella de rama gigante asintótica (AGB) muy luminosa , un gigante rojo que ha agotado su núcleo de helio y se encuentra en las últimas etapas de su evolución . Las variables de clase M de gran amplitud y las estrellas con tipos espectrales posteriores a aproximadamente M5 son casi siempre estrellas AGB en lugar de supergigantes rojas . Estas estrellas tienen una luminosidad máxima teórica y, a la distancia del SMC, se calculó que el HV 2112 era ligeramente más luminoso que este límite a alrededor de 60,000 L ☉ . [4]
Los cálculos más modernos dieron valores más altos para la luminosidad de HV 2112 por encima de 100,000 L ☉ , que es inequívocamente demasiado luminosa para ser una estrella AGB. Estos cálculos incluyeron un valor de extinción interestelar de 0,4 magnitudes, que es ligeramente más alto que el promedio para el SMC. [7]
El análisis del movimiento apropiado de HV 2112 muestra que es inusualmente grande para una estrella SMC, aunque la velocidad radial es consistente con otros objetos SMC. El movimiento adecuado de alrededor de 10 mas / año indicaría una velocidad espacial de 3.100 km / s a la distancia del SMC, muy por encima de su velocidad de escape. Una explicación más probable de un movimiento tan apropiado sería que HV 2112 se encuentra a unos 3.000 parsecs en nuestra propia galaxia. Entonces sería alrededor de 1,000 L ☉ en lugar de 100,000 L ☉ y, por lo tanto, una típica estrella AGB. La sobre-abundancia de elementos pesados entonces ser explicado como la contaminación de un compañero invisible, produciendo una estrella de tipo S extrínseca . [8]
Thorne – Żytkow objeto [ editar ]
En 2014, HV 2112 fue identificado como un posible objeto Thorne-Żytkow (TZO) utilizando el telescopio Magellan Clay en Chile. Para encontrar candidatos a TZO, Emily Levesque utilizó el Observatorio de Apache Point para examinar 24 estrellas supergigantes rojas en la Vía Láctea, y el telescopio Magellan Clay para observar 16 en la Gran Nube de Magallanes y 22 en la Pequeña Nube de Magallanes. Se pensaba que la estrella contenía niveles inusualmente altos de los elementos litio , molibdeno y rubidio que se espera que solo sean producidos por TZO. [7]
La astrometría Gaia Data Release 2 sugiere que el HV 2112 es en realidad un miembro del SMC y, por lo tanto, un objeto muy luminoso. [11]
Un artículo de 2018 que reevalúa las propiedades del HV 2112 no encontró evidencia de abundancias químicas inusuales y una luminosidad que sea menor de lo que se pensaba anteriormente. Esto sugiere que es poco probable que la estrella sea un TZO, y es mucho más probable que sea una estrella AGB de masa intermedia . [12]
Estrella binaria [ editar ]
HV 2112 aparece en el catálogo de OGLE como una estrella múltiple sin resolver. Los movimientos apropiados y la velocidad radial son consistentes con otros objetos SMC, mientras que el paralaje es negativo pero aceptablemente cercano al valor esperado para un objeto tan distante.
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