(Redirigido desde CE Tauri )
new.png) La posición del cielo de 119 Tauri | |
| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Tauro |
| Ascensión recta | 05 h 32 m 12.75251 s [1] |
| Declinación | + 18 ° 35 ′ 39.2436 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 4,23 - 4,54 [2] |
| Caracteristicas | |
| Etapa evolutiva | rama gigante asintótica [3] |
| Tipo espectral | M2Iab-Ib [2] |
| Índice de color U − B | +2,23 [4] |
| Índice de color B − V | +2.08 [4] |
| Tipo variable | SRc[2] |
| Astrometry | |
| Radial velocity (Rv) | +23.75[5] km/s |
| Proper motion (μ) | RA: 1.86[1] mas/yr Dec.: −4.48[1] mas/yr |
| Parallax (π) | 1.82 ± 0.26[1] mas |
| Distance | approx. 1,800 ly (approx. 550 pc) |
| Absolute magnitude (MV) | −5.20[6] |
| Details | |
| Mass | 14.37+2.00 −2.77[7] M☉ |
| Radius | 587 - 593[7] R☉ |
| Luminosity | 66,000[7] L☉ |
| Surface gravity (log g) | +0.05+0.11 −0.17[7] cgs |
| Temperature | 3,801 - 3,820[7] K |
| Metallicity | 0.0[3] |
| Age | 13.9+1.0 −2.5[7] Myr |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
119 Tauri (también conocido como CE Tauri ) es una estrella supergigante roja en la constelación de Tauro . Es una variable semirregular y su diámetro angular se ha medido a aproximadamente10 mas .
Descripción [ editar ]
119 Tauri tiene una clase espectral de M2 y una clase de luminosidad de Iab-Ib, intermedia entre una supergigante de luminosidad intermedia y una supergigante menos luminosa. Está aproximadamente a 1.800 años luz de la Tierra , y con un índice de color de +2.07 es una de las estrellas más rojas a simple vista en el cielo nocturno. [4] Es una estrella similar a Betelgeuse aunque más roja y más distante. [6]
119 Tauri se clasifica como una estrella variable semirregular y se le ha dado la designación de estrella variable CE Tauri. El Catálogo General de Estrellas Variables ofrece un rango de magnitud de +4.23 a +4.54 con un período de 165 días. [2] Otros estudios publicados encuentran periodicidad mal definida, pero con posibles períodos de alrededor de 270 y 1.300 días. [9] [10] [11] Su magnitud infrarroja cambia mucho menos que la magnitud visual; Los cambios en el brillo visual son impulsados por cambios en la temperatura que cambian la proporción de radiación electromagnética emitida en el rango visual. [6]
Ocultaciones [ editar ]
CE Tauri se encuentra a 4.6 grados de la eclíptica . [12] Esto lo convierte en candidato para ocultaciones por parte de la Luna y (extremadamente raramente) por uno de los planetas brillantes. El diámetro angular de la estrella se ha medido por ocultación lunar, lo que proporciona diámetros angulares de luz visible oscurecida por las extremidades.9.1 ± 0.8 mas , [13] 10.9 ± 1.0 mas , [14] y9.0 ± 0.2 mas . [15] También se ha observado una ocultación en H-alfa , dando un diámetro de17 ± 1 mas , lo que indica que hay una emisión de hidrógeno circunestelar que produce al menos ese tamaño, casi el doble del diámetro visible. [15]
Diámetro angular [ editar ]
El diámetro angular de 119 Tauri también ha sido medido directamente por VLBI , lo que lleva a diámetros oscurecidos de las extremidades.10,68 ± 0,21 mas , [16] 9.83 ± 0.07 mas , [17] 9.3 ± 0.5 mas , [18] 9,97 ± 0,08 mas , [3] 10,24 ± 0,05 mas , [7] 9.68 ± 0.05 mas . [7] Aunque CE Tauri se clasifica como una variable pulsante, las observaciones que utilizan el mismo equipo y longitudes de onda no han detectado cambios significativos en el diámetro angular con el tiempo. [3] Las imágenes reconstruidas de la superficie muestran puntos brillantes que se atribuyen a las células de convección gigantes. [7]
Propiedades [ editar ]
Las mediciones de diámetro angular se pueden combinar con flujos absolutos observados para obtener una temperatura efectiva precisa, aproximadamente 3.800 K para 119 Tauri. Combinado con una distancia, se puede calcular el tamaño lineal de la estrella. CE Tauri se encuentra que tiene un radio entre 587-593 R ☉ . Entonces, la luminosidad bolométrica es que la estrella tiene aproximadamente 66,000 L ☉ . Sin embargo, la distancia a 119 Tauri todavía solo se conoce aproximadamente por su paralaje Hipparcos . Gaia Data Release 2 ofrece un paralaje claramente más grande, pero con una incertidumbre aún mayor y marcado como poco confiable. [19]
119 Tauri es una estrella pulsante, aunque la pulsación no se ha detectado claramente en mediciones angulares directas. Las observaciones de líneas de TiO en su espectro a medida que sus cambios de brillo muestran cambios efectivos de temperatura hasta100 K . El cálculo de sus propiedades físicas muestra que la luminosidad y el radio bolométricos cambian en aproximadamente un 10%, y el radio generalmente es mayor a temperaturas más frías. [6]
La comparación de sus propiedades con pistas evolutivas estelares muestra que CE Tauri ha evolucionado desde una masa inicial de 15 M ☉ y tiene una masa actual de 14.37 M ☉ . [7] Una interpretación alternativa de las observaciones, bajo el supuesto de que CE Tauri es una estrella de rama gigante asintótica (AGB), le da una masa actual de 8 M ☉ y una luminosidad de 44,000 L ☉ .
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| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Cetus |
| Ascensión recta | 02 h 19 m 20.79210 s [2] |
| Declinación | –02 ° 58 ′ 39.4956 ″ [2] |
| Magnitud aparente (V) | 2.0 a 10.1 [3] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M7 IIIe [4] (M5e-M9e [3] ) |
| Índice de color U − B | +0.08 [5] |
| Índice de color B − V | +1,53 [5] |
| Tipo variable | Mira[3] |
| Astrometry | |
| Radial velocity (Rv) | +63.8[6] km/s |
| Proper motion (μ) | RA: +9.33[2] mas/yr Dec.: –237.36[2] mas/yr |
| Parallax (π) | 10.91 ± 1.22[2] mas |
| Distance | approx. 300 ly (approx. 90 pc) |
| Absolute magnitude (MV) | +0.99[7] (variable) |
| Orbit[8] | |
| Period (P) | 497.88 yr |
| Semi-major axis (a) | 0.8″ |
| Eccentricity (e) | 0.16 |
| Inclination (i) | 112° |
| Longitude of the node (Ω) | 138.8° |
| Periastron epoch (T) | 2285.75 |
| Argument of periastron (ω) (secondary) | 258.3° |
| Details | |
| Mass | 1.18[9] M☉ |
| Radius | 332–402[10] (-541[11]) R☉ |
| Luminosity (bolometric) | 8,400–9,360[10] L☉ |
| Temperature | 2,918–3,192[10] K |
| Age | 6[9] Gyr |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
Mira / m aɪ r ə / , la designación Omicron Ceti ( ο Ceti , abreviado Omicron Cet , ο Cet ), es una gigante roja estrella estima en 200-400 años luz del Sol en la constelación de Cetus .
ο Ceti es un sistema estelar binario , que consiste en un gigante rojo variable (Mira A) junto con una enana blanca ( Mira B ). Mira A es una estrella variable pulsante y fue la primera estrella variable no supernova descubierta, con la posible excepción de Algol .
Variabilidad [ editar ]
Mira A es un ejemplo bien conocido de una categoría de estrellas variables conocidas como variables Mira , que llevan su nombre. Las 6,000 a 7,000 estrellas conocidas de esta clase [22] son gigantes rojas cuyas superficies pulsan de tal manera que aumentan y disminuyen su brillo durante períodos que van desde aproximadamente 80 hasta más de 1,000 días.
En el caso particular de Mira, sus aumentos en el brillo lo llevan a una magnitud de aproximadamente 3.5 en promedio, colocándolo entre las estrellas más brillantes en la constelación de Cetus . Los ciclos individuales también varían; los máximos bien comprobados alcanzan una magnitud de brillo de hasta 2.0 y tan baja como 4.9, un rango de casi 15 veces en brillo, y hay sugerencias históricas de que la propagación real puede ser tres veces más o más. Los mínimos varían mucho menos, e históricamente han estado entre 8.6 y 10.1, un factor de cuatro veces en luminosidad. La oscilación total en el brillo del máximo absoluto al mínimo absoluto (dos eventos que no ocurrieron en el mismo ciclo) es de 1.700 veces. Dado que Mira emite la gran mayoría de su radiación en el infrarrojo, su variabilidad en esa banda es de solo dos magnitudes. La forma de su curva de luz aumenta en aproximadamente 100 días, y el retorno al mínimo tarda el doble. [23]
Máxima aproximada contemporánea para Mira: [24]
- 21 al 31 de octubre de 1999
- 21-30 de septiembre de 2000
- 21 al 31 de agosto de 2001
- 21 al 31 de julio de 2002
- 21-30 de junio de 2003
- 21 al 31 de mayo de 2004
- 11-20 de abril de 2005
- 11-20 de marzo de 2006
- 10 de febrero de 2007
- 21 al 31 de enero de 2008
- 21 al 31 de diciembre de 2008
- 21-30 de noviembre de 2009
- 21 al 31 de octubre de 2010
- 21-30 de septiembre de 2011
- 27 de agosto de 2012
- 26 de julio de 2013
- 12 de mayo de 2014
- 9 de abril de 2015
- Mar 6, 2016
- 31 de ene. De 2017
- 29 de diciembre de 2017
- 26 de noviembre de 2018
- 24 de oct de 2019
- 20 de septiembre de 2020
- 18 de ago. De 2021
- 16 de julio de 2022
- 13 de junio de 2023
Desde latitudes templadas del norte, Mira generalmente no es visible entre finales de marzo y junio debido a su proximidad al Sol. Esto significa que a veces pueden pasar varios años sin que aparezca como un objeto a simple vista.
Las pulsaciones de las variables de Mira hacen que la estrella se expanda y se contraiga, pero también que cambie su temperatura. La temperatura es más alta ligeramente después del máximo visual y más baja ligeramente antes del mínimo. La fotosfera, medida en el radio de Rosseland , es más pequeña justo antes del máximo visual y cercana al tiempo de temperatura máxima. El tamaño más grande se alcanza un poco antes del momento de la temperatura más baja. La luminosidad bolométrica es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura y al cuadrado del radio, pero el radio varía en más del 20% y la temperatura en menos del 10%. [25]
En Mira, la luminosidad más alta ocurre cerca del momento en que la estrella es más caliente y más pequeña. La magnitud visual está determinada tanto por la luminosidad como por la proporción de la radiación que ocurre en las longitudes de onda visuales. Solo una pequeña proporción de la radiación se emite a longitudes de onda visuales y esta proporción está muy fuertemente influenciada por la temperatura ( ley de Planck ). Combinado con los cambios generales de luminosidad , esto crea una gran variación de magnitud visual con el máximo que ocurre cuando la temperatura es alta. [10]
Las mediciones de VLTI infrarrojo de Mira en las fases 0.13, 0.18, 0.26, 0.40 y 0.47, muestran que el radio varía de332 ± 38 R ☉ en la fase 0.13 justo después del máximo a402 ± 46 R ☉ en la fase 0.40 acercándose al mínimo. La temperatura en la fase 0.13 es3.192 ± 200 K y2.918 ± 183 K en la fase 0.26 aproximadamente a la mitad del máximo al mínimo. La luminosidad se calcula para ser9.360 ± 3.140 L ☉ en la fase 0.13 y8.400 ± 2.820 L ☉ en la fase 0.26. [10]
Las pulsaciones de Mira tienen el efecto de expandir su fotosfera en aproximadamente un 50% en comparación con una estrella no pulsante. En el caso de Mira, si no estaba pulsando, se modela para tener un radio de solo alrededor de 240 R ☉ .
- 21 al 31 de octubre de 1999
- 21-30 de septiembre de 2000
- 21 al 31 de agosto de 2001
- 21 al 31 de julio de 2002
- 21-30 de junio de 2003
- 21 al 31 de mayo de 2004
- 11-20 de abril de 2005
- 11-20 de marzo de 2006
- 10 de febrero de 2007
- 21 al 31 de enero de 2008
- 21 al 31 de diciembre de 2008
- 21-30 de noviembre de 2009
- 21 al 31 de octubre de 2010
- 21-30 de septiembre de 2011
- 27 de agosto de 2012
- 26 de julio de 2013
- 12 de mayo de 2014
- 9 de abril de 2015
- Mar 6, 2016
- 31 de ene. De 2017
- 29 de diciembre de 2017
- 26 de noviembre de 2018
- 24 de oct de 2019
- 20 de septiembre de 2020
- 18 de ago. De 2021
- 16 de julio de 2022
- 13 de junio de 2023
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