Corona T Norte | |||||||||
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estrella doble | |||||||||
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Historia de la investigación | |||||||||
fecha de apertura | 12 de mayo de 1866 | ||||||||
Datos observacionales ( época J2000.0 ) |
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Tipo de | repetir nuevo | ||||||||
ascensión recta | 15 h 59 min 30,16 s [1] | ||||||||
declinación | 25° 55′ 12.60″ [1] | ||||||||
Distancia | 824.6063 ± 33.1828 ud [3] | ||||||||
Magnitud aparente ( V ) | V máx = +2,0 m , V mín = +10,8 m , P = 29000 d [2] | ||||||||
Constelación | corona del norte | ||||||||
Astrometría | |||||||||
Velocidad radial ( Rv ) | −27,79 [1] km/s | ||||||||
movimiento adecuado | |||||||||
• ascensión recta | −4,22 ± 0,065 mas/año [3] | ||||||||
• declinación | 12,364 ± 0,091 mas/año [3] | ||||||||
Paralaje (π) | 0,94 ± 1,74 [1] mas | ||||||||
Características espectrales | |||||||||
clase espectral | M3III/ Enana blanca [2] | ||||||||
Indice de color | |||||||||
• B-V | 0,1 [2] | ||||||||
• U−B | 0.59 [2] | ||||||||
variabilidad | NR [2] | ||||||||
Códigos en catálogos
T Coronae Borealis, T CrB, Blaze Star, Blaze Star | |||||||||
Información en bases de datos | |||||||||
SIMBAD | datos | ||||||||
Sistema estrella | |||||||||
Una estrella tiene componentes 2. Sus parámetros se presentan a continuación: |
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¿ Información en Wikidata ? |
T Northern Crown, (T Coronae Borealis, T CrB ) es una estrella en la constelación Northern Crown . Tiene un nombre no oficial en inglés. Blaze Star ( Estrella Ardiente ) [5] y es una de las pocas novas repetidas conocidas . Por regla general, su luminosidad tiene un valor de unos 10 m , que está cerca del límite de resolución de los prismáticos típicos. Sin embargo, se registraron dos destellos durante el período de observación: la primera vez el 12 de mayo de 1866 , cuando alcanzó una luminosidad de 2,0 m , y la segunda vez el 9 de febrero de 1946, cuando su brillo alcanzó los 3,0 m [6] . Es cierto que un artículo más reciente (de 2009 ) muestra que la llamarada de 1866 tuvo una posible luminosidad máxima en el rango de 2,5 ± 0,5. [7] . Pero incluso cuando en el pico de su luminosidad alcanzó un valor de 2,5 m , entonces esta nova repetida fue inferior en brillo solo a 163 estrellas en el cielo nocturno [8] , y si su luminosidad alcanzó un valor de 2,0 m , entonces tenía 109 estrellas de brillo [9] . La propia T CrB es una binaria espectroscópica que consta de una gigante roja y una enana blanca que gira alrededor de la estrella principal con un período de 227,6 días [4] .
PÁGINAS. Parenago y B.V. Kukarkin centró su atención en la Northern Corona Nova de 1866 , cuya amplitud de brillo estaba en algún lugar entre grandes amplitudes de novas ordinarias y pequeñas amplitudes de novas repetidas . Según sus cálculos, debió repetirse el brote entre 1926 y 1966 .
9 de febrero de 1946 a las 5:00 am hora de Khabarovsk (8 de febrero a las 19:00 UTC ) aficionado a la astronomía, liniero A. S. Kamenchuk , mientras observaba el cielo estrellado en el cruce de Pera del ferrocarril Amur (estación Shimanovskaya, ahora cerca de la ciudad Shimanovske ) descubrió en la constelación de la Corona del Norte una estrella previamente invisible de 1,7 m de magnitud (solo la estrella más brillante, Gemma , tenía una magnitud similar en esta pequeña constelación ). Informó esto por carta al astrónomo A. A. Mikhailov , adjuntando un mapa de la parte del cielo estrellado que incluía la estrella y asumiendo que esta estrella era idéntica a Nova 1866. El astrónomo profesional Spencer Jones informó del estallido de esta Nova el 9 de febrero (UTC) [10] .
La predicción de un estallido de nova en la Corona Norte fortaleció fuertemente la hipótesis de Parenago y Kukarkin sobre la recurrencia de estallidos de novas ordinarias. Los astrónomos esperan repetidos estallidos de otras nuevas estrellas observadas en los siglos XVII - XIX [11] .
Este ejemplo de un pronóstico científico extremadamente exitoso no es tan simple como parece a primera vista y se ha presentado durante muchos años en los libros de texto y en la literatura científica popular. De hecho, el pronóstico se basa en las propiedades de estrellas variables de un tipo diferente, con una naturaleza y energía de erupciones diferentes (que Kukarkin y Parenago no sabían ). Además, T CrB no es un representante típico de novas repetidas , con un gigante en lugar de un subgigante como fuente de materia que se acumula en una enana blanca y, en consecuencia, con una mayor contribución de este componente al brillo total del sistema y , como resultado, con una amplitud subestimada [12] .
El 20 de abril de 2016, un boletín de Sky & Telescope informó un aumento constante en el brillo desde febrero de 2015 de 10,5 m a aproximadamente 9,2 m . Un evento similar se observó en 1938 , poco antes del brote de 1946 . Actualmente se planean más observaciones [13] .
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