Botas FP

FP Bootes ( lat.  FP Booötis ) es una estrella variable eclipsante doble del tipo Ursa Major W (EW) [5] [6] [7] [8] [9] * en la constelación de Bootes a una distancia de aproximadamente 1196 luz años (alrededor de 367 parsecs ) del sol . La magnitud aparente de la estrella es de +10,44 ma +10,14 m [10] . El período orbital es de aproximadamente 0,6405 días (15,371 horas) [11] . Se determina que la edad de la estrella es de unos 3.360 millones de años [12] .

Características

El primer componente es una estrella blanca de tipo espectral A5 [10] [13] [14] [15] o F0V [16] . Masa - alrededor de 1,604 solar , radio - alrededor de 2,31 solar , luminosidad - alrededor de 11,193 solar [11] . La temperatura efectiva  es de unos 6980 K [17] .

El segundo componente es una estrella de color amarillo-blanco de tipo espectral F. La masa es de aproximadamente 0,154 solares, el radio es de aproximadamente 0,774 solares, la luminosidad es de aproximadamente 0,92 solares [11] . La temperatura efectiva es de unos 6456 K [17] .

Sistema planetario

En 2019, los científicos que analizaban los datos de los proyectos HIPPARCOS y Gaia descubrieron un planeta alrededor de la estrella [18] .

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Gaia Data Release 2  (inglés) / Consorcio de procesamiento y análisis de datos , Agencia Espacial Europea - 2018.
2. ↑ Hog E., Fabricius C., Makarov VV, Urban S., Corbin T., Wycoff G., Bastian U. , Schwekendiek P., Wicenec A. El catálogo Tycho-2 de los 2,5 millones de estrellas más brillantes  // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2000. - vol. 355.—Pág. 27–30. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
3. ↑ Base de datos astronómica SIMBAD
4. ↑ NN Samus', Kazarovets E. V., Durlevich O. V., Kireeva N. N., Pastukhova E. N. Catálogo general de estrellas variables: Versión GCVS 5.1  // Astronomy Reports / D. Bisikalo - MAIK Nauka / Interperiodica , Springer Science+Business Media , 2017 - vol. 61, edición. 1.- Pág. 80-88. — ISSN 1063-7729 ; 1562-6881 ; 0004-6299 - doi:10.1134/S1063772917010085
5. ↑ Kjurkchieva DP, Popov VA, Vasileva DL, Petrov NI Observaciones y soluciones de curvas de luz de seis binarias WUMA de contacto profundo - 2017. - V. 53. - S. 235–246.
6. ↑ 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
7. ↑ 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
8. ↑ Jiang D., Han Z., Wang J., Jiang T., Li L. Sobre la relación de masa mínima de los binarios  WUMa // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2010. - Vol. 405. - Pág. 2485-2491. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1111/J.1365-2966.2010.16615.X - arXiv:1303.0681
9. ↑ Gazeas KD, Niarchos PG, Zola S., Kreiner JM, Rucinski SM Parámetros físicos de componentes en sistemas binarios cerrados: VI  // Acta Astron . / M. Kubiak - Fundación Copérnico para la Astronomía Polaca , 2006. - Vol. 56.—Pág. 127–143. — ISSN 0001-5237
10. ↑ 1 2 FP Boo Archivado el 9 de junio 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 Copia archivada fechado el 6 de agosto de 2012 en Wayback Machine . Consultado en línea el 9 de junio de 2021.
11. ↑ 1 2 3 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
12. ↑ 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
13. ↑ Roeser S., Bastian U. PPM (Posiciones y movimientos propios) North Star Catalog - 1988. - Vol. 74. - P. 449.
14. ↑ 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
15. ↑ 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
16. ↑ Pi Q.-F., Zhang L.-Y., Bi S.-L., Han XL, Lu H.-P., Yan Y., Long L., Yue Q. Actividad magnética y estudio del período orbital para el binario eclipsante de tipo RS CVn de período corto DV Psc  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 2019. - Vol. 877.—Pág. 75–75. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.3847/1538-4357/AB19C3
17. ↑ 1 2 Tian X., Zhu L., Wang Z. Am-Type Eclipsing Binary V2787 Ori: An Evolved Shallow-contact Binary with a Extremely Low Mass Ratio  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific - University of Chicago Press , 2019. - Vol. 131, edición. 1002. - ISSN 0004-6280 ; 1538-3873 - doi:10.1088/1538-3873/AB221E
18. ↑ 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