Gama lira
| gama lira | |
|---|---|
| Estrella | |
| Datos observacionales ( época J2000.0 ) |
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| ascensión recta | 18 h 58 min 56,62 s |
| declinación | +32° 41′ 22.40″ |
| Distancia | calle 634 años (194,5 pc) |
| Magnitud aparente ( V ) | +3.3 [1] |
| Constelación | Lira |
| Astrometría | |
| Velocidad radial ( Rv ) | −20,2 ± 0,6 km/s [5] |
| movimiento adecuado | |
| • ascensión recta | −1,391 ± 0,678 mas/año [2] |
| • declinación | 2,723 ± 0,675 mas/año [2] |
| Paralaje (π) | 5,14 ± 0,01 mas |
| Magnitud absoluta (V) | −3.20 |
| Características espectrales | |
| clase espectral | B9III |
| Indice de color | |
| • B-V | −0.05 |
| • U−B | −0,06 |
| características físicas | |
| Peso | 9.2M⊙ _ _ |
| Radio | 15 [3 ] R⊙ |
| La temperatura | 10 080 [4] K |
| Luminosidad | 1630L⊙ _ _ |
| metalicidad | 0.17 [6] |
| Rotación | 71 kilómetros por segundo [7] [8] |
| Códigos en catálogos | |
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Fl 14 litros HD 176437 , HIP 93194 14 litros |
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| Información en bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
| ¿ Información en Wikidata ? | |
Gamma Lyra (γ Lyra) es una estrella en la constelación de Lyra , un gigante azul-blanco. Tiene su propio nombre Sulafat del árabe السلحفاة al-sulḥafāt ("tortuga"). Se encuentra a 635 años luz de la Tierra y tiene una magnitud estelar aparente de +3,3, lo que hace que el objeto sea visible a simple vista. A esta distancia, el brillo aparente de la estrella se atenúa debido a la extinción interestelar en una magnitud de 0,12 ± 0,03 . [9]
Propiedades
Gamma Lyrae es una estrella gigante de tipo espectral B9 III, [10] ha agotado su suministro de hidrógeno en el núcleo y está en proceso de abandonar la secuencia principal . La temperatura efectiva de la capa exterior es de 10080 K, [4] lo que le da a la estrella un color blanco azulado, característico de las estrellas de tipo espectral B. [11] Las mediciones del diámetro angular del objeto utilizando métodos de interferometría dieron una estimación de 0,74 ± 0,10 mas , [12] que a una distancia conocida corresponde a 15 radios solares. [3]
Gamma Lyrae es 9,2 veces más masiva que el Sol. La luminosidad del objeto se estima en 1630 luminosidades solares .
Notas
- ↑ Oja, T., Fotometría UBV de estrellas cuyas posiciones se conocen con precisión. III, Serie de Suplementos de Astronomía y Astrofísica Vol. 65 (2): 405–4
- ↑ 1 2 Gaia Data Release 2 (inglés) / Consorcio de análisis y procesamiento de datos , Agencia Espacial Europea - 2018.
- ↑ 1 2 Lang, Kenneth R. (2006), Fórmulas astrofísicas , vol. 1 (3 ed.), Biblioteca de astronomía y astrofísica, Birkhäuser, ISBN 3-540-29692-1 , < https://books.google.com/books?id=OvTjLcQ4MCQC&pg=PA41 > Archivado el 20 de mayo de 2019 en Wayback Machine . El radio (R * ) viene dado por:
- ↑ 1 2 Balachandran, S.; Lambert, DL; Tomkin, J. & Parthasarathy, M. (1986), La composición química de los sistemas algol. III - Revelación de la nucleosíntesis de Beta Lyrae, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society T. 219: 479–494
- ↑ Gontcharov G. A. Pulkovo Compilación de velocidades radiales para 35 495 estrellas Hipparcos en un sistema común (inglés) // Ast. Letón. / R. Sunyaev - Nauka , Springer Science + Business Media , 2006. - Vol. 32, edición. 11.- Pág. 759-771. — ISSN 1063-7737 ; 1562-6873 ; 0320-0108 ; 0360-0327 - doi:10.1134/S1063773706110065 - arXiv:1606.08053
- ↑ Koleva M., Vazdekis A. Modelos de población estelar en la UV. I. Caracterización de la Biblioteca Estelar de Nueva Generación // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2012. - Vol. 538.-P.A143. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201118065 - arXiv:1111.5449
- ↑ Royer F., Grenier S., M.-O. Baylac, Gómez A. E., Zorec J. Velocidades de rotación de estrellas tipo A en el hemisferio norte. II. Medida de v sini (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2002. - vol. 393, edición. 3.- Pág. 897-911. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20020943 - arXiv:astro-ph/0205255
- ↑ Simón-Díaz S. , Godart M., Castro N. , Aerts C., Puls J., Telting J., Grassitelli L., Herrero A. El proyecto IACOB. tercero Nuevas pistas de observación para comprender el ensanchamiento macroturbulento en estrellas masivas de tipo O y B (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2016. - Vol. 597.—Pág. 22–22. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201628541 - arXiv:1608.05508
- ↑ Challouf, M.; Nardeto, N.; Mourard, D. & Graczyk, D. (2014), Mejorando la relación brillo-color de la superficie para estrellas de tipo temprano usando interferometría óptica⋆ , Astronomy & Astrophysics T. 570: A104 , DOI 10.1051/0004-6361/201423772
- ↑ Cowley, A.; Cowley, C.; Jaschek, M. & Jaschek, C. (abril de 1969), Un estudio de las estrellas A brillantes. I. Un catálogo de clasificaciones espectrales , Astronomical Journal vol. 74: 375–406 , DOI 10.1086/110819
- ↑ The Color of Stars , Organización de Investigación Científica e Industrial de la Commonwealth , 21 de diciembre de 2004 , < http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html > . Consultado el 16 de enero de 2012. Archivado desde el original el 10 de marzo de 2012.
- ↑ Richichi, A.; Percheron, I. & Khristoforova, M. (febrero de 2005), CHARM2: Catálogo actualizado de medidas de alta resolución angular , astronomía y astrofísica Vol. 431: 773–777 , DOI 10.1051/0004-6361:20042039
