| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Perseo |
| Ascensión recta | 2 h 22 m 51.70928 s [1] |
| Declinación | 58 ° 31 ′ 11.4476 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 9,23 [2] (7,9 - 12,0 [3] ) |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M4.5I [2] (M3Iae - M7 [3] ) |
| Índice de color B − V | 2,65 [2] |
| Tipo variable | SRc [3] |
| Astrometria | |
| Radial velocity (Rv) | -39.71[4] km/s |
| Proper motion (μ) | RA: −0.49 ± 0.23[5] mas/yr Dec.: −1.19 ± 0.20[5] mas/yr |
| Parallax (π) | 0.413 ± 0.017[5] mas |
| Distance | 7,900 ± 300 ly (2,420 ± 100 pc) |
| Absolute magnitude (MV) | −6.36 (at mV 9.23)[2] |
| Details | |
| Mass | 20[6] M☉ |
| Radius | 1,212 ± 124,[7] 780 - 1,230[2] R☉ |
| Luminosity | 86,000 - 186,000[8][9][10] L☉ |
| Surface gravity (log g) | 0.0[11] cgs |
| Temperature | 3,000[12]–3,600[8] K |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
S Persei es una supergigante roja ubicada cerca del Clúster Doble en Perseo , al norte del clúster NGC 869 . Es un miembro de la Perseo OB1 asociación y una de las estrellas más grandes conocidas . También es una variable semirregular , una estrella cuyas variaciones son menos regulares que las de las variables de Mira .
Descubrimiento [ editar ]
S Persei fue nombrado por el astrónomo alemán Adalbert Krueger en 1874 después de observar que variaba en brillo. [13] Posteriormente se incluyó en los principales catálogos estelares de esa época como HD 14528 y BD +57 552.
Variabilidad [ editar ]
S Persei varía lentamente en varias magnitudes , un factor de más de 40 en brillo. Tiene un período principal de algo más de dos años, pero muestra una imprevisibilidad significativa. Hay una fuerte variación en la amplitud de alrededor de una magnitud a aproximadamente cuatro magnitudes, y estos han sido interpretados como latidos debido a un segundo período de aproximadamente 940 días. [14] Otros análisis encuentran solo el período primario de 813 ± 60 días. [15]
S Persei se clasifica como una estrella variable semirregular de tipo SRc, lo que indica que es una supergigante y tiene una de las amplitudes visuales más grandes de cualquier variable de este tipo. [3] Mientras que el Catálogo General de Estrellas Variables lo enumera como variando entre las magnitudes 7.9 y 12.0, desde entonces se ha visto más débil. [15]
El tipo espectral de S Persei también varía. Por lo general, es una supergigante roja de clase espectral M3 o M4, pero particularmente en mínimos visuales profundos puede mostrar un tipo espectral mucho más frío de M7 o M8, muy inusual para una supergigante. [dieciséis]
Propiedades [ editar ]
Muchas de las estrellas variables visualmente brillantes pertenecen a esta clase de semiregulares, ya que estas estrellas son extremadamente grandes y luminosas, y por lo tanto visibles a través de largas distancias. S Persei tiene un radio de 780 veces el radio del sol ( R ☉ ), pero podría ser mayor con un radio de 1,230 R ☉ . [2] Se ha descrito como hipergigante . [17] Su diámetro angular se ha medido directamente y se ha descubierto que es algo elíptico. Modelado como un disco uniforme, el radio corresponde a 1.212 ± 124 R ☉ . [7]
La temperatura se ha calculado a partir del espectro utilizando un modelo DUSTY, [18] que proporciona una temperatura fotosférica efectiva de 3.600 K y una temperatura de 900 K para el toro de polvo circundante. [8] Esto es consistente con estudios previos, pero la luminosidad derivada de diferentes autores varía de 86,000 L ☉ a 186,000 L ☉ . [8] [9] Los estudios anteriores con frecuencia calculaban luminosidades más altas, temperaturas más bajas y, en consecuencia, valores mayores para el radio. [19]
La masa de S Persei también es incierta, pero se espera que sea de alrededor de 20 M ☉ . [6] La misa se pierde en6.8 × 10 −6 M ☉ por año, [9] lo que lleva a un entorno circunestelar extenso y complejo de gas y polvo. [8]
Ubicación [ editar ]
S Persei está rodeado de nubes que contienen moléculas de agua que producen una emisión máser . Esto permite que la distancia a medir con mucha precisión usando interferometría de muy larga línea de base , dando un paralaje anual de 0,413 ± 0,017 milisegundos de arco . A modo de comparación, el paralaje de Gaia Data Release 2 es0.2217 ± 0.1214 mas . [20] Se encuentra algo más lejos que los centros de los cúmulos abiertos de Doble Cúmulo , pero definitivamente dentro de la asociación Per OB1 y el Brazo Perseo de la galaxia. [5]
S Persei es una estrella doble. La supergigante roja tiene un compañero de magnitud A0 11 en 69 ". [21] También hay varias otras estrellas de magnitud 8 a 10 dentro de medio grado de S. Persei.
 Ubicación de IRC-10414 (y WR 114 (una estrella Wolf-Rayet)) en la constelación Scutum. | |
| Datos de observación Época 2000 Equinoccio 2000 | |
|---|---|
| Constelación | Escudo |
| Ascensión recta | 18 h 23 m 17,90 s [1] |
| Declinación | −13 ° 42 ′ 47,3 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 12,0 [2] |
| Caracteristicas | |
| Etapa evolutiva | Supergigante rojo [3] |
| Tipo espectral | M7 I [1] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | 28,6 [1] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: 5.4[1] mas/yr Dec.: 1.6[1] mas/yr |
| Distance | 2,000[3] pc |
| Details[1] | |
| Radius | 1,200 R☉ |
| Luminosity | 160,000 L☉ |
| Surface gravity (log g) | −0.075 cgs |
| Temperature | 3,300 K |
| Age | 6 - 10 Myr |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
IRC-10414 es una estrella roja supergigante y fugitiva en la constelación Scutum , un caso raro de una supergigante roja con un choque de arco .
Observaciones [ editar ]
Aunque el IRC-10414 es una estrella discreta de magnitud 12 visualmente, las primeras observaciones infrarrojas lo notaron rápidamente como una fuente brillante. Su posición cerca del plano galáctico lo marcó como un objeto potencialmente luminoso. [4] Las observaciones detectaron la emisión de OH de la estrella, indicando nuevamente una supergigante fría potencialmente luminosa. [5] Se encontró material circunestelar polvoriento alrededor de la estrella y se asumió que era una estrella de rama gigante asintótica altamente evolucionada (AGB). Sobre la base de esta suposición, se esperaba que estuviera a unos 700 parsecs del sol. [6]
Hubo sospechas de que IRC-10414 podría ser una verdadera estrella supergigante basada en algunas características espectrales. Basado en una distancia cinemática, obtuvieron una luminosidad muy alta de 400,000 L ☉ para la estrella [7] Las mediciones VLBI de los masers de SiO alrededor del IRC-10414 dieron una distancia de alrededor de 2,000 parsecs y confirmaron la naturaleza supergigante roja . [3]
Descripción [ editar ]
IRC-10414 tiene un tipo espectral de M7. Es notable por ser una de las pocas estrellas supergigantes rojas productoras de choque de arco , junto con Betelgeuse y Mu Cephei . A diferencia de los otros dos, el arco de choque es visible con luz visible . Su viento estelar parece estar ionizado por las estrellas del cúmulo NGC 6611 y / o la cercana (en el cielo) estrella Wolf-Rayet WR 114. [1]
Su distancia no es muy conocida, pero se estima que es del orden de 2 kiloparsecs sobre la base de su paralaje y cercanía de esta estrella a los cúmulos abiertos y regiones de formación de estrellas NGC 6604 , Nebulosa del Águila y Nebulosa Omega (la tres que comparten una distancia similar al Sol , de alrededor de 2 kiloparsecs también); [1] los estudios de los captadores de agua que lo rodean sugieren una distancia mayor, hasta alrededor de 3 kiloparsecs. [3]Sin embargo, el lugar de nacimiento de esta estrella no está claro y su cinemática y edad muestran que es poco probable que se haya formado en cualquiera de las tres regiones de formación de estrellas mencionadas anteriormente. [1]
Suponiendo la distancia dada anteriormente y una temperatura de superficie de 3,300 K , IRC-10414 es 160,000 veces más brillante que el Sol y su diámetro en el orden de 1,200 veces el solar, lo que coloca a esta estrella entre las más grandes conocidas . Los modelos de evolución estelar sugieren en ese caso una masa inicial entre 20 y 25 masas solares y una edad entre 6 y 10 millones de años. [1]
Variabilidad [ editar ]
Se ha informado que IRC-10414 es una variable probable con un período de 768 días y una amplitud de más de una magnitud. [8] Las observaciones de una larga serie de observaciones de All Sky Automated Survey mostraron nuevamente la variabilidad con una amplitud sobre una magnitud, pero con un período de 2.726 días. Es poco probable que la variabilidad sea regular y la clasificación más probable se da como semirregular . [9] Todavía no figura en el Catálogo general de estrellas variables . [10]
WR 114 [ editar ]
WR 114 ( HD 169010 ) es una estrella Wolf-Rayet de clase espectral WC5 ubicada cerca del cielo (a 45 segundos de arco ) de IRC-10414. Su distancia (2 kiloparsecs -6.500 años luz -) también es similar. [11]
La distancia real entre las dos estrellas no está clara. La separación proyectada corresponde a una separación de 0,43 parsecs a la distancia esperada. Si está tan cerca como eso, entonces el fuerte viento estelar de la primera impediría la formación del arco de choque por IRC-10414. Se ha sugerido que ambas estrellas forman parte de un sistema de triple estrella disuelto que se mueve más o menos juntas. Sin embargo, el movimiento espacial del WR 114 es muy poco conocido, por lo que no se puede confirmar.
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