V376 Andrómeda
| V376 Andrómeda |
|---|
| Estrella |
|
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| ascensión recta |
2 h 35 min 11,63 s [1] |
| declinación |
+49° 51′ 37.21″ [1] |
| Distancia |
183,7661 ± 1,6547 ud [1] |
| Magnitud aparente ( V ) |
7,77 ± 0,01 [2] |
| Constelación |
Andrómeda |
| Velocidad radial ( Rv ) |
22,83 ± 0,89 km/s [3] |
|
movimiento adecuado |
| • ascensión recta |
49,745 ± 0,096 mas/año [1] |
| • declinación |
−7,569 ± 0,086 mas/año [1] |
| Paralaje (π) |
5,4417 ± 0,049 mas [1] |
| clase espectral |
A4V [4] |
|
Indice de color |
| • B-V |
0.25 |
| variabilidad |
eclipsando [5] |
| Códigos en catálogos
2MASA J02351163+4951374, SBC9 1906 , AG+49 295 , BD+49 701, SGC 03303-00979HD 15922, HIC 12039 , HIP 12039 , PPM 45228 , SAO 38140 , SKY # 3835 , TYC 3303-979-1 _
|
| SIMBAD |
V* V376 y |
| ¿ Información en Wikidata |
V376 Andromeda ( lat. V376 Andromedae ), HD 15922 es una estrella triple en la constelación de Andrómeda a una distancia de aproximadamente 599 años luz (alrededor de 184 parsecs ) del Sol . Se determina que la edad de la estrella es de unos 1580 millones de años [6] .
El par de los componentes primero y segundo es una estrella variable eclipsante binaria del tipo Beta Lyrae (EB) [3] [7] [8] [9] . La magnitud aparente de la estrella es de +8 ma +7,68 m [10] . El período orbital es de aproximadamente 0,7987 días (19,168 horas) [5] .
Características
El primer componente es una estrella blanca de tipo espectral A4V [4] [11] [12] o A0 [10] [13] [14] [15] . La masa es de unos 2.491 solares , el radio es de unos 2.662 solares , la luminosidad es de unos 30.441 solares . La temperatura efectiva es de unos 8350 K [16] .
El segundo componente es una estrella blanca de clase espectral A. La masa es de aproximadamente 0,759 solares, el radio es de aproximadamente 1,549 solares y la luminosidad es de aproximadamente 6,139 solares. La temperatura efectiva es de unos 7335 K [16] .
El tercer componente es una enana marrón . La masa es de unos 24,03 Júpiter [11] . Eliminado en 1.902 AU [11] .
Notas
- ↑ 1 2 3 4 5 6 Gaia Data Release 2 (inglés) / Consorcio de análisis y procesamiento de datos , Agencia Espacial Europea - 2018.
- ↑ 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
- ↑ 1 2 Bilir S., Karataş Y., Demircan O., Eker Z. Cinemática de binarios de tipo W Ursae Majoris y evidencia de los dos tipos de formación (inglés) // 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
- ↑ 1 2 Djurasevic G., Ekmekci F., Albayrak B., Selam SO, Erkapic S. Un estudio fotométrico de la binaria eclipsante de tipo W UMa V376 And - 2008. - V. 44. - S. 249–257.
- ↑ 1 2 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
- ↑ 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
- ↑ 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
- ↑ Cicek C. Análisis fotométrico CCD del binario de tipo W UMa V376 Andromeda // New Astron . - Elsevier BV , 2011. - Vol. 16. - Pág. 12–16. — ISSN 1384-1076 ; 1384-1092 - doi:10.1016/J.NEWAST.2010.06.005
- ↑ Zola S., Gazeas K. , Kreiner JM, Ogloza W., Siwak M., Koziel-Wierzbowska D., Winiarski M. Parámetros físicos de componentes en sistemas binarios cerrados - VII (inglés) // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2010. - Vol. 408.—Pág. 464–474. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1111/J.1365-2966.2010.17129.X
- ↑ 1 2 V376 y archivado el 25 de julio de 2020 en Wayback Machine , entrada de la base de datos, Catálogo general combinado de estrellas variables (GCVS5.1, edición de 2017), NN Samus, OV Durlevich, et al., CDS ID II/250 Archivado en diciembre 23, 2012. Accedido en línea el 2021-01-07.
- ↑ 1 2 3 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
- ↑ 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
- ↑ 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.
- ↑ Roeser S., Bastian U. PPM (Posiciones y movimientos propios) North Star Catalog - 1988. - Vol. 74. - P. 449.
- ↑ Esa Los Catálogos Hipparcos y Tycho (vol. 1-17) - 1997. - Vol. -1. - S. 0.
- ↑ 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