Curva de luz de AN Ursae Majoris. El gráfico principal (de los datos de Catalina Sky Survey [1] ) muestra la variación a largo plazo, y el gráfico insertado (de los datos de TESS [2] ) muestra la variación a lo largo del período orbital. | |
Datos de observación Época J2000.0 Equinox J2000.0 | |
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Constelación | Osa Mayor |
Ascensión recta | 11 h 04 min 25,65570 s [3] |
Declinación | +45 03 13.9415° [3] |
Magnitud aparente (V) | 14,9 – 20,2 [4] |
Características | |
Tipo espectral | pec(e+cont) [4] |
Tipo de variable | Eclipsante + Polar [4] |
Astrometria | |
Movimiento propio (μ) | RA: −44,989 [3] mas / año Dic.: −24,972 [3] mas / año |
Paralaje (π) | 3,0993 ± 0,1371 mas [3] |
Distancia | 1.050 ± 50 años luz (320 ± 10 años luz ) |
Órbita [5] | |
Periodo (P) | 0,0798 días |
Excentricidad (e) | 0.00 |
Época del periastrón (T) | 2.444.217,9961 dinares jordanos |
Argumento del periastrón (ω) (secundario) | 0,00° |
Semi-amplitud (K 1 ) (primaria) | 321 kilómetros por segundo |
Detalles | |
Enana blanca | |
Masa | 0,4–0,6 [6] M ☉ |
Temperatura | ≈ 20.000 [6] K |
Otras denominaciones | |
AN UMa, PG 1101+453, [7] S 07738, X 11016+454 [4] | |
Referencias de bases de datos | |
SIMBAD | datos |
AN Ursae Majoris es un sistema binario de estrellas [5] en la constelación circumpolar septentrional de la Osa Mayor . Es una estrella variable , con AN Ursae Majoris como denominación , y su brillo varía de 14,90 a 20,2. [4] Sin embargo, incluso en su brillo máximo, el sistema es demasiado débil para ser visible a simple vista. Según las mediciones de paralaje , el sistema se encuentra a unos 1.050 años luz del Sol. [3]
Se trata de un sistema binario espectroscópico de una sola línea con un período de 1,92 horas en una órbita circular cerrada. [5] El par forma un sistema binario eclipsante que disminuye de magnitud 14,9 a 20,2, una vez por órbita. [8] Este objeto, junto con AM Herculis , define una clase de variables cataclísmicas conocidas como polares . [9] El par consiste en una enana blanca de baja masa con un fuerte campo magnético , que interactúa con una estrella de secuencia principal de baja masa que ha llenado su lóbulo de Roche . La materia se está acrecentando energéticamente desde la estrella de secuencia principal hacia uno o ambos polos magnéticos de la estrella enana blanca, produciendo líneas de emisión en el espectro . El campo magnético de la enana blanca tiene una fuerza estimada de35,8 mg . [6]