W Cygni
| Datos de observación Época J2000.0 Equinox J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Cisne |
| Ascensión recta | 21 horas 36 minutos 02.49619 segundos [1] |
| Declinación | +44° 22′ 28.5292″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 5.10 - 6.83 [2] |
| Características | |
| Tipo espectral | M4e-M6e(Tc:)III [3] |
| Índice de color U−B | +1,24 [4] |
| Índice de color B−V | +1,59 [4] |
| Tipo de variable | SRb [5] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | −12,87 [6] kilómetros por segundo |
| Movimiento propio (μ) | RA: 65,17 ± 0,42 [1] mas / año Dec.: 1,74 ± 0,30 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 5,72 ± 0,38 mas [1] |
| Distancia | 570 ± 40 años luz (170 ± 10 años luz ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | −0,43 [7] |
| Detalles | |
| Masa | 0,98 [8] M ☉ |
| Radio | 227 [8] R ☉ |
| Luminosidad | 5,888 [8] L ☉ |
| Temperatura | 3.373 [8] K |
| Otras denominaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
W Cygni es una estrella variable semirregular en la constelación de Cygnus , ubicada a 570 años luz de la Tierra. Se encuentra a menos de medio grado al sureste de ρ Cygni . W Cygni es, a veces, una estrella visible a simple vista , pero no se le ha dado una designación Bayer o Flamsteed . Se ha propuesto como un sistema estelar binario con una estrella compañera de secuencia principal más caliente , pero esto no ha sido confirmado. [9]
John Ellard Gore descubrió que W Cygni es variable y se publicó por primera vez en 1885. [10] Tiene una magnitud máxima de 5,10 y una magnitud mínima de 6,83. La estrella está catalogada como de período primario de 131,7 días, pero muestra variaciones con una variedad de períodos en torno a los 131 días, así como a los 234 días. [11] [10] Se cree que es pulsante en el primer sobretono . [8] Hay alguna evidencia de variaciones adicionales muy lentas y pequeñas en la curva de luz en una escala de tiempo de 3000 a 5000 días. [12]
Esta estrella es una gigante roja envejecida de la rama asintótica de las gigantes (AGB). Su tipo espectral oscila entre M4e y M6e, y muestra posibles niveles elevados de tecnecio . [2] Las masas de las estrellas AGB son poco conocidas, pero utilizando las propiedades de pulsación de W Cygni, se calcula que su masa es ligeramente menor que la del Sol. [8] Se ha expandido hasta alcanzar 227 veces la circunferencia del Sol y está irradiando 5.888 veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera hinchada a una temperatura efectiva de 3.373 K. [8]
Referencias
- ^ abcde van Leeuwen, Floor (13 de agosto de 2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode :2007A&A...474..653V. doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . eISSN 1432-0746. ISSN 0004-6361. Entrada del catálogo de Vizier
- ^ ab "W Cygni". Sitio web de AAVSO . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . 10 de julio de 2017. Consultado el 31 de diciembre de 2013 .
- ^ ab Ducati, JR (2002). "Catálogo de datos en línea VizieR: Catálogo de fotometría estelar en el sistema de 11 colores de Johnson". Colección CDS/ADC de catálogos electrónicos . 2237 : 0. Bibcode :2002yCat.2237....0D.
- ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 . Código Bibliográfico :2009yCat....102025S.
- ^ Famaey, B.; Pourbaix, D.; Frankowski, A.; Van Eck, S.; Mayor, M.; Udry, S.; Jorissen, A. (2009). "Binarias espectroscópicas entre gigantes de Hipparcos M, I. Datos, órbitas y variaciones intrínsecas". Astronomía y Astrofísica . 498 (2): 627. arXiv : 0901.0934 . Bibcode :2009A&A...498..627F. doi :10.1051/0004-6361/200810698. S2CID 18739721.
- ^ Cardini, D. (enero de 2005), "Tasas de pérdida radiativa cromosférica de Mg II en estrellas frías, activas y tranquilas", Astronomy and Astrophysics , 430 : 303–311, arXiv : astro-ph/0409683 , Bibcode :2005A&A...430..303C, doi :10.1051/0004-6361:20041440, S2CID 12136256.
- ^ abcdefg Takeuti, mío; Nakagawa, Akiharu; Kurayama, Tomoharu; Honma, Mareki (2013). "Un método para estimar las masas de estrellas variables de rama gigante asintóticas". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón . 65 (3): 60. Código Bib :2013PASJ...65...60T. doi : 10.1093/pasj/65.3.60 .
- ^ Ortiz, Roberto; Guerrero, Martín A. (2016). "Emisión ultravioleta de estrellas compañeras de la secuencia principal de AGB". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 461 (3): 3036. arXiv : 1606.09086 . Código Bibliográfico :2016MNRAS.461.3036O. doi : 10.1093/mnras/stw1547 . S2CID 118619933.
- ^ ab Shears, Jeremy (2012). "John Ellard Gore: De inmensidad y pequeñez". Revista de la Asociación Astronómica Británica . 123 : 85. arXiv : 1203.6467 . Código Bibliográfico :2013JBAA..123...85S.
- ^ Glass, IS; Van Leeuwen, F. (2007). "Variables semirregulares en el vecindario solar". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 378 (4): 1543–1549. arXiv : 0704.3150 . Código Bibliográfico :2007MNRAS.378.1543G. doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11903.x . S2CID 14332208.
- ^ Percy, John R.; Mashintsova, M.; Nasui, CO; Palaniappan, R.; Seneviratne, R.; Henry, Gregory W. (mayo de 2008). "Estudios adicionales de la variabilidad fotométrica de las brillantes gigantes rojas pulsantes". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 120 (867): 523. Bibcode :2008PASP..120..523P. doi : 10.1086/588612 . S2CID 123722836.
