EF Bootes
| EF Bootes |
|---|
| Estrella |
|
|
| ascensión recta |
14 h 32 min 30,54 s [1] |
| declinación |
+50° 49′ 40.69″ [1] |
| Distancia |
162,5567 ± 0,7372 ud [1] |
| Magnitud aparente ( V ) |
9,45 ± 0,009 [2] |
| Constelación |
Botas |
| Velocidad radial ( Rv ) |
−13,16 ± 1,07 km/s [3] |
|
movimiento adecuado |
| • ascensión recta |
−32,698 ± 0,041 mas/año [1] |
| • declinación |
−38,77 ± 0,045 mas/año [1] |
| Paralaje (π) |
6,1517 ± 0,0279 mas [1] |
| clase espectral |
G5 [4] |
|
Indice de color |
| • B-V |
0.5 |
| • U-B |
0.01 |
| variabilidad |
W Osa Mayor [5] |
| Códigos en catálogos
TIC 357372327 , SBC9 1908 , [GGM2006] 5121165 , AG+51 994 , BD+51 1929, CSI+51 1929 2 , GSC 03479-01127, HD 234150, HIC 71107 , HIP 71107 , PMC 90-93 4914 , PPM 34572 , SAO 29189 , TYC 3479-1127-1 _. _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _
|
| SIMBAD |
V* EF Abucheo |
| ¿ Información en Wikidata |
EF Bootes ( lat. EF Boötis ), HD 234150 es una estrella variable de tipo W eclipsante doble Ursa Major (EW) [6] * [7] [8] [9] [10] * en la constelación de Bootes a una distancia de aproximadamente 530 años luz (alrededor de 163 parsecs ) del Sol . La magnitud aparente de la estrella es de +9,83 m a +9,23 m [11] . El período orbital es de aproximadamente 0,4205 días (10,092 horas) [12] . Se determina que la edad de la estrella es de unos 1950 millones de años [13] .
Características
El primer componente es una estrella de color amarillo-blanco de tipo espectral F5V [14] [15] [16] * [17] . Masa: aproximadamente 1,547 solar , radio: aproximadamente 1,431 solar , luminosidad: aproximadamente 3,084 solar . La temperatura efectiva es de unos 6425 K [18] .
El segundo componente es una estrella variable eruptiva amarilla de tipo RS Canes Venatici (RS) de tipo espectral G5 [11] [19] [20] [21] . La masa es de aproximadamente 0,792 solares, el radio es de aproximadamente 1,064 solares, la luminosidad es de aproximadamente 1,731 solares. La temperatura efectiva es de unos 6450 K [18] .
Sistema planetario
En 2019, los científicos que analizaban los datos de los proyectos HIPPARCOS y Gaia descubrieron un planeta alrededor de la estrella [22] .
Notas
- ↑ 1 2 3 4 5 6 Gaia Data Release 2 (inglés) / Consorcio de análisis y procesamiento de datos , Agencia Espacial Europea - 2018.
- ↑ Oja T. Fotometría UBV de estrellas cuyas posiciones se conocen con precisión. II - 1985. - T. 59. - S. 461-464.
- ↑ Bilir S., Karataş Y., Demircan O., Eker Z. Cinemática de binarios de tipo W Ursae Majoris y evidencia de los dos tipos de formación // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2005. - Vol. 357, edición. 2.- Pág. 497-517. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1111/J.1365-2966.2005.08609.X - arXiv:astro-ph/0411291
- ↑ Cannon AJ, Pickering EC VizieR Online Data Catalog: Henry Draper Catalog and Extension, publicado en Ann. Obs. de Harvard. 91-100 (1918-1925) (inglés) // Anales del Observatorio Astronómico de la Universidad de Harvard - 1918. - Vol. 91-100.
- ↑ Gettel SJ, Geske MT, McKAY TA Un catálogo de 1022 estrellas binarias de contacto brillante // Astron . J./J.G . III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2006. -Vol. 131. - Pág. 621-632. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/498016 - arXiv:astro-ph/0509819
- ↑ Yu Y.-X., Zhang X.-D., Hu K., Xiang F.-Y. Variaciones del período orbital de dos binarios de tipo W UMa: UY UMa y EF Boo // New Astron . — Elsevier BV , 2017. — Vol. 55. - Pág. 13–16. — ISSN 1384-1076 ; 1384-1092
- ↑ Rucinski SM, Pribulla T., Budaj J. Determinaciones espectroscópicas de metalicidad para estrellas binarias de tipo WUMa // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2013. - vol. 146. - Pág. 70. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/146/3/70 - arXiv:1308.0184
- ↑ Yildiz M., Dogan T. Sobre el origen de los binarios de contacto de tipo WUMa: un nuevo método para el cálculo de masas iniciales // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2013. - Vol. 430. - Pág. 2029–2038. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STT028 - arXiv:1301.6035
- ↑ Li L., Zhang F., Han Z., Jiang D., Jiang T. El estado evolutivo de los sistemas de tipo W Ursae Majoris // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2008. - Vol. 387. - Pág. 97-104. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1111/J.1365-2966.2008.12736.X - arXiv:0805.4040
- ↑ Ozdemir S., Demircan O., Cicek C., Erdem A. Solución fotométrica del sistema binario eclipsante EF Bootis // Astron . Nachr. - Wiley , 2004. - Vol. 325.—Pág. 332–335. — ISSN 0004-6337 ; 1521-3994 - doi:10.1002/ASNA.200310174
- ↑ 1 2 EF Boo Archivado el 27 de mayo de 2021 en Wayback Machine , entrada de base de datos, Catálogo general combinado de estrellas variables (GCVS5.1, Ed. de 2017), NN Samus, OV Durlevich, et al., CDS ID II/250 Archivado en diciembre 23, 2012. Consultado en línea el 27 de mayo de 2021.
- ↑ Liu L., Qian S.-B., Xiong X. Un nuevo mecanismo de variaciones de período a largo plazo para binarios de contacto de tipo WUMa // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2018. - Vol. 474.—Pág. 5199–5205. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STX3138 - arXiv:1712.04358
- ↑ Yıldız M. Origen de los binarios de contacto de tipo WUMa: edad y evolución orbital (inglés) // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2013. - Vol. 437, edición. 1.- Pág. 185-194. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STT1874 - arXiv:1310.5526
- ↑ Avvakumova EA, MALKOV O. Yu., KNIAZEV A. Yu. Variables eclipsantes: Catálogo y clasificación // Astron . Nachr. — Wiley , 2013. — Vol. 334, edición. 8.- Pág. 860-865. — ISSN 0004-6337 ; 1521-3994 - doi:10.1002/ASNA.201311942
- ↑ Eker Z., Demircan O., Bilir S., Karatas Y. Evolución dinámica de binarios separados activos en el diagrama logJ_o_-logM y formación de binarios de contacto (inglés) // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2006. - Vol. 373. - Pág. 1483-1494. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1111/J.1365-2966.2006.11073.X - arXiv:astro-ph/0609395
- ↑ Gazeas KD, Baran A., Niarchos P., Zola S., Kreiner JM, Ogloza W., Rucinski SM, Zakrzewski B., Siwak M., Pigulski A. et al. Parámetros físicos de componentes en sistemas binarios cerrados: IV (ing.) // Acta Astron. / M. Kubiak - Fundación Copérnico para la Astronomía Polaca , 2005. - Vol. 55.—Pág. 123–140. — ISSN 0001-5237
- ↑ Pourbaix D. , Tokovinin A. A., Batten A. H., Fekel F. C., Hartkopf W. I., Levato H., Morrell N. I., Torres G., Udry S. SB9: El noveno catálogo de órbitas binarias espectroscópicas // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2004. - Vol. 424, edición. 2.- Pág. 727-732. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20041213 - arXiv:astro-ph/0406573
- ↑ 1 2 Xiong X., Liu L., Qian S.-B. Investigaciones sobre el desequilibrio térmico de los binarios de contacto de tipo WUMa // Investigación en astronomía y astrofísica - Publicación IOP , Elsevier BV , 2018. - Vol . 18. - Pág. 55-55. — ISSN 1674-4527 ; 0253-2379 ; 0275-1062 ; 1009-9271 - doi:10.1088/1674-4527/18/5/55
- ↑ Roeser S., Bastian U. PPM (Posiciones y movimientos propios) North Star Catalog - 1988. - Vol. 74. - P. 449.
- ↑ Cruzalèbes P., Petrov R. G., Robbe-Dubois S., Varga J., Burtscher L., Allouche F., Berio P., Hofmann, K. -H., Hron J., Jaffe W. et al. Un catálogo de diámetros y flujos estelares para interferometría en el infrarrojo medio // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2019. - Vol. 490, edición. 3.- Pág. 3158-3176. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STZ2803 - arXiv:1910.00542
- ↑ Kreiner JM Elementos lineales actualizados de binarias eclipsantes // Acta Astron . / M. Kubiak - Fundación Copérnico para la Astronomía Polaca , 2004. - Vol. 54. - Pág. 207-210. — ISSN 0001-5237
- ↑ Kervella P. , Arenou F. , Mignard F., Thévenin F. Compañeros estelares y subestelares de estrellas cercanas de Gaia DR2. Binaridad de anomalía de movimiento propio (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2019. - Vol. 623.—Pág. 72–72. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201834371 - arXiv:1811.08902