| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Sagitario |
| Ascensión recta | 17 h 46 m 15,3 s [1] |
| Declinación | −28 ° 50 ′ 04 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | > 28 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | LBV [2] |
| Magnitud aparente (J) | 11.828 [3] |
| Magnitud aparente (H) | 8.920 [1] |
| Magnitud aparente (K) | 7.291[1] |
| Variable type | cLBV[4] |
| Astrometry | |
| Radial velocity (Rv) | +130[2] km/s |
| Distance | 8,000[5] pc |
| Details | |
| Mass | 27.5[5] M☉ |
| Radius | 306[5] R☉ |
| Luminosity | 1,600,000[5] L☉ |
| Temperature | 11,800[5] K |
| Metallicity [Fe/H] | 0.1[6] dex |
| Age | ~4×106[7] years |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
La estrella de la pistola es una estrella azul hipergigante ; Uno de los más luminosos conocidos en la Vía Láctea . Es una de las muchas estrellas jóvenes masivas en el cúmulo Quintillizo en la región del Centro Galáctico . La estrella debe su nombre a la forma de la Nebulosa de la Pistola , que ilumina. Se encuentra aproximadamente a 25,000 años luz de la Tierra en dirección a Sagitario . Sería visible a simple vista como una estrella de cuarta magnitud si no fuera por el polvo interestelar que lo oculta completamente de la luz visible.
Propiedades [ editar ]
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La estrella de la pistola fue descubierta usando el telescopio espacial Hubble a principios de la década de 1990 por Don Figer , un astrónomo de la UCLA .
Se cree que la estrella expulsó casi 10 masas solares de material en arrebatos gigantes hace unos 4.000 a 6.000 años (como se observó desde la Tierra). Su viento estelar es más de 10 mil millones de veces más fuerte que el del Sol. Se desconoce su edad y futuro exactos, pero se espera que termine en una supernova o hipernova brillante en 1 a 3 millones de años. La masa es igualmente incierta, se cree que fue más de 100 veces mayor que el Sol cuando se formó inicialmente, pero ahora considerablemente menor debido a la pérdida extrema de masa. El modelado de la estrella para que coincida con su espectro da una masa de 27.5 M ☉ , [5] mientras que la comparación de sus propiedades actuales con un modelo evolutivo da una masa mucho más alta (86-92 M ☉ ). [8]
Estudios posteriores han reducido su luminosidad estimada, convirtiéndola en una variable azul luminosa candidata de aproximadamente un tercio tan luminosa como el sistema estelar binario Eta Carinae . [9] Aun así, irradia casi tanta energía en 20 segundos como lo hace el Sol en un año.
Se ha descubierto una fuente puntual oculta en la nebulosidad circundante, pero no se ha confirmado que se trate de una estrella o de si está físicamente asociada.
 Ubicación de Y Canum Venaticorum | |
| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Bastones Venatici |
| Ascensión recta | 12 h 45 m 07.83 s [1] |
| Declinación | + 45 ° 26 ′ 24.92 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | +4,86 a +7,32 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | C5 4 J (N3) [3] |
| Índice de color U − B | 6.62 [4] |
| Índice de color B − V | 2,54 [4] |
| Índice de color V − R | 1.75[5] |
| R−I color index | 1.38[5] |
| Variable type | SRb[3] |
| Astrometry | |
| Radial velocity (Rv) | 15.30[6] km/s |
| Proper motion (μ) | RA: −2.675[7] mas/yr Dec.: 14.783[7] mas/yr |
| Parallax (π) | 4.3115 ± 0.2425[7] mas |
| Distance | 760 ± 40 ly (230 ± 10 pc) |
| Details | |
| Mass | 3 (uncertain) [8] M☉ |
| Radius | 307[9]-390[10] R☉ |
| Luminosity | 4,853 [9] -5,800 [11] L ☉ |
| Temperatura | 2.750 [9] (2.600-3.200) [12] K |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
La Superba (Y CVn, Y Canum Venaticorum) es una estrella gigante sorprendentemente roja en la constelación de Canes Venatici . Es una estrella de carbono y una variable semirregular .
Visibilidad [ editar ]
La Superba es una estrella variable semirregular , que varía aproximadamente una magnitud en un ciclo de aproximadamente 160 días, pero con una variación más lenta en un rango mayor. Se han sugerido períodos de 194 y 186 días, con una resonancia entre los períodos. [12]
Y CVn es una de las estrellas más rojas conocidas, y se encuentra entre las más brillantes de las estrellas gigantes de carbono rojo . Es la más brillante de las estrellas J conocidas , que son una categoría muy rara de estrellas de carbono que contienen grandes cantidades de carbono 13 (átomos de carbono con 7 neutrones en lugar de los 6 habituales). El astrónomo del siglo XIX Angelo Secchi , impresionado con su belleza, le dio a la estrella su nombre común. [13]
Propiedades [ editar ]
El diámetro angular de La Superba se ha medido a 13.81 mas . [15] Se espera que sea pulsante, pero esto no se ha visto en las mediciones. A 320pc, esto corresponde a un radio de 2.2 unidades astronómicas (473 R ☉ ). Si se colocara en la posición del Sol, la superficie de la estrella se extendería más allá de la órbita de Marte .
Se cree que la temperatura de La Superba es de aproximadamente 2.750 K , lo que la convierte en una de las estrellas verdaderas más frescas que se conocen. Es apenas visible a simple vista, y el color rojo es muy obvio en los binoculares. [13] Cuando se incluye la radiación infrarroja , Y CVn tiene una luminosidad varias miles de veces mayor que la del Sol.
Evolución [ editar ]
Después de que las estrellas hasta unas pocas veces la masa del sol hayan terminado de fusionar hidrógeno con helio en su núcleo, comienzan a quemar hidrógeno en un caparazón fuera de un núcleo de helio degenerado y se expanden dramáticamente en el estado gigante rojo . Una vez que el núcleo alcanza una temperatura suficientemente alta, se enciende violentamente en el destello de helio , que comienza a arder el núcleo de helio en la rama horizontal . Una vez que incluso el núcleo de helio se agota, queda un núcleo de carbono-oxígeno degenerado. La fusión continúa en las capas de hidrógeno y helio a diferentes profundidades en la estrella, y la estrella aumenta la luminosidad en la rama gigante asintótica.(AGB) La Superba es actualmente una estrella de AGB.
En las estrellas AGB, los productos de fusión se mueven hacia afuera del núcleo mediante una fuerte convección profunda conocida como dragado , creando así una abundancia de carbono en la atmósfera exterior donde se forma el monóxido de carbono y otros compuestos . Estas moléculas tienden a absorber la radiación en longitudes de onda más cortas, lo que da como resultado un espectro con aún menos azul y violeta en comparación con los gigantes rojos comunes, lo que le da a la estrella su distinguido color rojo. [dieciséis]
Lo más probable es que La Superba esté en las etapas finales de fusionar su combustible secundario restante (helio) en carbono y arrojar su masa a una velocidad de aproximadamente un millón de veces la del viento solar del Sol . También está rodeado por un caparazón de material expulsado previamente durante todo el año y 2.5 años , lo que implica que en un momento debe haber estado perdiendo masa hasta 50 veces más rápido de lo que es ahora. La Superba, por lo tanto, parece casi lista para expulsar sus capas externas para formar una nebulosa planetaria , dejando atrás su núcleo en forma de enana blanca .
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