BL Boötis
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Boötes |
| Ascensión recta | 14 horas 05 minutos 40,463 segundos [2] |
| Declinación | +28° 29′ 12.28″ [2] |
| Magnitud aparente (V) | 14.45 - 15.10 [3] |
| Características | |
| Tipo espectral | kA2/3hA9/F0V [3] |
| Índice de color U−B | 0,16 - 0,05 [4] |
| Índice de color B−V | 0,12 - 0,25 [4] |
| Tipo de variable | Cefeida anómala [3] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | +115 [5] (+90 a +160) [6] km/s |
| Movimiento propio (μ) | RA: −5,303 [2] mas / año Dec.: −0,770 [2] mas / año |
| Paralaje (π) | 0,0114 ± 0,0220 mas [2] |
| Distancia | 16.000 [6] uds. |
| Magnitud absoluta (M V ) | −1,27 [6] |
| Detalles | |
| Masa | 1,56 [6] M ☉ |
| Radio | 11.0 [4] R ☉ |
| Luminosidad | 278 [6] L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 2.22 [6] cc |
| Temperatura | 7.010 [6] K |
| Metalicidad [Fe/H] | −1,92 [6] dex |
| Velocidad de rotación ( v sen i ) | <18 [5] kilómetros por segundo |
| mínimo | |
| Gravedad superficial (log g ) | 2,55 [6] cgs |
| Temperatura | 6,405 [6] K |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
BL Boötis (abreviada como BL Boo ) es una estrella pulsante de la constelación de Boötes . Es el prototipo de una clase de cefeidas anómalas intermedia en el diagrama HR entre las cefeidas clásicas de tipo I y las cefeidas de tipo II .
Su magnitud varía entre 14,45 y 15,10 durante 0,82 días. [3] Se encuentra a 4 minutos de arco del centro del cúmulo globular NGC 5466 (y se supone que es una estrella miembro del mismo) . Su variabilidad fue observada por primera vez en 1961 por el astrónomo ruso Nikolaĭ Efimovich Kurochkin, quien le dio la designación de estrella variable BL Boötis. Sin embargo, pensó que era una binaria eclipsante . Posteriormente, TI Gryzunova pensó que era una variable RR Lyrae en 1971. [7]
Robert Zinn confirmó que era un miembro del cúmulo globular y descubrió que era demasiado azul para ser una variable RR Lyrae . Le dio el nombre de V19 dentro del cúmulo. [7] Calculó que su masa era de alrededor de 1,56 veces y su luminosidad de alrededor de 278 veces la del Sol; su magnitud absoluta es -1,27. [8] El espectro se ha comparado con una estrella de secuencia principal A2 o A3 sobre la base de sus líneas K y A9 o F0 sobre la base de sus líneas de hidrógeno. La discrepancia se debe a una fuerte deficiencia de metales, alrededor de 100 veces menor que la del Sol . A pesar de la clasificación espectral, no se cree que sea una estrella de secuencia principal, al menos no una normal. Es más grande y más luminosa de lo que indicaría su espectro, comparable a una estrella de la rama horizontal pero más masiva que las estrellas comparables en la rama horizontal. [4] Se cree que las pulsaciones están en el primer sobretono . [5]
BL Boötis ha sido designada como el prototipo de una clase rara de estrella variable conocida como cefeida anómala o variable BL Boötis. [9] Estas estrellas son algo similares a las variables cefeidas , pero no tienen la misma relación entre su período y luminosidad. Sus períodos son similares a los subtipos ab de las variables RR Lyrae; sin embargo, son mucho más brillantes que estas estrellas. Las cefeidas anómalas son pobres en metales y tienen masas no mucho mayores que las del Sol, en promedio, 1,5 masas solares . [9] El origen de estas estrellas es incierto, pero se piensa que posiblemente sea de la fusión de dos estrellas. [10] El examen detallado del espectro de BL Boötis con el telescopio Keck-1 en el Observatorio WM Keck mostró que su temperatura efectiva (superficial) es de alrededor de 6450 K en luz mínima. También se demostró que la composición química era consistente con la de estrellas envejecidas pobres en metales (Población II) y, por lo tanto, se puso en duda su origen como resultado de una fusión estelar. La velocidad radial es menor de lo que se esperaría si se tratara de una fusión estelar. [6]
Referencias
- ^ Schmidt, Edward G. (febrero de 2002). "Las estrellas de franja cefeida de período intermedio". The Astronomical Journal . 123 (2): 965–982. Bibcode :2002AJ....123..965S. doi : 10.1086/338439 . S2CID 43762088 . Consultado el 4 de noviembre de 2021 .
- ^ abcde Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID 227254300.(Fe de erratas: doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Registro EDR3 de Gaia para esta fuente en VizieR .
- ^ abcd Otero, Sebastian Alberto (23 de noviembre de 2011). "BL Boötis". Sitio web de la AAVSO . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 19 de enero de 2019 .
- ^ abcd Zinn, R.; Dahn, CC (1976). "Variable 19 en NGC 5466: una cefeida anómala en un cúmulo globular". La Revista Astronómica . 81 : 527. Código bibliográfico : 1976AJ.....81..527Z. doi :10.1086/111916.
- ^ abc Zinn, R.; King, CR (1982). "La masa de la cefeida anómala en el cúmulo globular NGC 5466". The Astrophysical Journal . 262 : 700. Bibcode :1982ApJ...262..700Z. doi : 10.1086/160462 .
- ^ abcdefghijk McCarthy, James K.; Nemec, James M. (1997). "La composición química y la tasa de cambio de período de la cefeida anómala V19 en NGC 54661". The Astrophysical Journal . 482 (1): 203–29. Bibcode :1997ApJ...482..203M. doi : 10.1086/304118 .
- ^ ab Zinn, Robert; Dahn, Conard C. (1976). "Variable 19 en NGC 5466: una cefeida anómala en un cúmulo globular". Revista Astronómica . 81 : 527–33, 565. Código bibliográfico : 1976AJ.....81..527Z. doi :10.1086/111916.
- ^ Zinn, Robert; King, Christopher R. (1982). "La masa de la cefeida anómala en el cúmulo globular NGC 5466". Astrophysical Journal . 262 : 700–08. Código Bibliográfico :1982ApJ...262..700Z. doi : 10.1086/160462 .
- ^ ab Good, Gerry A. (2003). Observación de estrellas variables . Springer. págs. 61, 69–70. ISBN 978-1-85233-498-7.
- ^ Balona, LA (2010). Desafíos en la pulsación estelar. Bentham Science Publishers. pág. 135. ISBN 978-1-60805-185-4.
