T vulpeculae
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Vulpecula |
| Ascensión recta | 20 horas 51 minutos 28,23825 segundos [2] |
| Declinación | +28° 15′ 01.8166″ [2] |
| Magnitud aparente (V) | 5.754 [3] (5.41 – 6.09) [4] |
| Características | |
| Tipo espectral | F5 Ib + A0,8 V [5] |
| Índice de color B−V | +0,616 ± 0,049 [6] |
| Tipo de variable | delta Cep [4] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | −2,6 ± 0,6 [6] km/s |
| Movimiento propio (μ) | RA: +3,496 [2] mas / año Dic.: −15,087 [2] mas / año |
| Paralaje (π) | 1,6738 ± 0,0891 mas [2] |
| Distancia | 1.900 ± 100 años luz (600 ± 30 años luz ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | −3,19 [5] |
| Detalles | |
| T Vul A | |
| Masa | 4.9 [5] M ☉ |
| Radio | 35,6 ± 4,4 [7] R ☉ |
| Luminosidad | 1,620 [5] L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 1,75 [8] cgs |
| Temperatura | 6.220 [8] K |
| Metalicidad [Fe/H] | 0,01 [9] dex |
| Edad | 120 [9] millones |
| T Vul B | |
| Masa | 2.1 [5] M ☉ |
| Otras denominaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
T Vulpeculae es un posible sistema estelar binario en la constelación norteña de Vulpecula , cerca de la estrella Zeta Cygni , cerca del par 31 Vulpeculae y 32 Vulpeculae . [11] Es visible a simple vista con una magnitud visual aparente que oscila alrededor de 5,75. [3] La distancia a este sistema es de alrededor de 1.900 años luz , según se determina a partir de su desplazamiento de paralaje anual de1,67 mas . [2]
T Vulpeculae es una variable cefeida clásica muy estudiada y una de las más brillantes que se conocen [12]; su magnitud aparente oscila entre 5,41 y 6,09 [4] durante un período de 4,435 días. [3] Es una supergigante de color blanco amarillento de tipo espectral F5 Ib. [5] La variabilidad de T Vul fue descubierta en 1885 por Edwin Sawyer. [13] Las observaciones realizadas entre 1885 y 2003 muestran una pequeña pero continua disminución del período de variabilidad, que asciende a 0,25 segundos por año. [14]
La estrella compañera fue detectada en 1992; [12] es una estrella de secuencia principal de tipo A con una clase de A0.8 V y 2,1 veces la masa del Sol. [5] Se han propuesto períodos orbitales de 738 y 1.745 días para el par, aunque, a fecha de 2015, sigue habiendo dudas sobre si se trata de un sistema binario real. [15]
Referencias
- ^ Kiss, Laszlo L. (julio de 1998). "Un estudio fotométrico y espectroscópico de las cefeidas boreales más brillantes - I. Observaciones". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 297 (3): 825. Bibcode :1998MNRAS.297..825K. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01559.x .
- ^ abcdef Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .
- ^ abc Evans, Nancy Remage; et al. (julio de 2015). "Propiedades binarias a partir de velocidades radiales de cefeidas (CRaV)". The Astronomical Journal . 150 (1): 18. arXiv : 1505.05823 . Bibcode :2015AJ....150...13E. doi :10.1088/0004-6256/150/1/13. S2CID 54943097. 13.
- ^ abc BSJ (4 de enero de 2010). "T Vulpéculas". Sitio web de AAVSO . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 24 de enero de 2014 .
- ^ abcdefg Evans, Nancy Remage; Bond, Howard E.; Schaefer, Gail H.; Mason, Brian D.; et al. (2013). "Cefeidas binarias: separaciones y razones de masa en sistemas binarios 5M ⊙". Astronomical Journal . 146 (4): 93, 10. arXiv : 1307.7123v1 . Bibcode :2013AJ....146...93E. doi :10.1088/0004-6256/146/4/93. S2CID 34133110.
- ^ ab Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: Una compilación extendida de hipparcos", Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode :2012AstL...38..331A, doi :10.1134/S1063773712050015, S2CID 119257644.
- ^ Gallenne, A.; et al. (mayo de 2012). "Diámetros angulares medios, distancias y modos de pulsación de las cefeidas clásicas FF Aquilae y T Vulpeculae. Observaciones interferométricas de infrarrojo cercano CHARA/FLUOR". Astronomía y astrofísica . 541 : 5. arXiv : 1203.6682 . Bibcode :2012A&A...541A..87G. doi :10.1051/0004-6361/201219102. S2CID 2424989. A87.
- ^ ab Gray, RO; et al. (2001). "La base física de la clasificación de la luminosidad en las estrellas de tipo A tardío, F y G temprano. II. Parámetros básicos de las estrellas de programa y el papel de la microturbulencia". The Astronomical Journal . 121 (4): 2159. Bibcode :2001AJ....121.2159G. doi : 10.1086/319957 .
- ^ ab Marsakov, VA; Koval', VV; Kovtyukh, VV; Mishenina, TV (2013). "Propiedades de la población de cefeidas clásicas en la galaxia". Astronomy Letters . 39 (12): 851. Bibcode :2013AstL...39..851M. doi :10.1134/S1063773713120050. S2CID 119788977.
- ^ "HD 198726". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 18 de agosto de 2018 .
- ^ Moore, Patrick (2000), Explorando el cielo nocturno con binoculares, Cambridge University Press, pág. 147, ISBN 978-0521793902
- ^ ab Evans, Nancy R. (julio de 1992). "La luminosidad de la cefeida clásica T VUL". Astronomical Journal . 104 (1): 216–219. Bibcode :1992AJ....104..216E. doi :10.1086/116232.
- ^ Aserrador, EF (1886). "Sobre una nueva estrella variable en la constelación Vulpecula". Astronomische Nachrichten . 113 (16): 265. Código bibliográfico : 1886AN....113..265S. doi :10.1002/asna.18861131608.
- ^ Meyer, Ralf (agosto de 2006). "T Vulpeculae: los tiempos máximos que abarcan 120 años muestran una ligera y continua disminución del período". Open European Journal on Variable Stars . 46 : 1. Bibcode :2006OEJV...46....1M.
- ^ Gallenne, A.; et al. (julio de 2015). "Detección robusta de compañeros de alto contraste a partir de observaciones interferométricas. El algoritmo CANDID y una aplicación a seis cefeidas binarias". Astronomía y astrofísica . 579 : 12. arXiv : 1505.02715 . Bibcode :2015A&A...579A..68G. doi : 10.1051/0004-6361/201525917 . A68.
