Auriga V402
| Auriga V402 |
|---|
| Estrella |
|
|
| ascensión recta |
5 h 02 min 14,74 s [1] |
| declinación |
+31° 15′ 49.29″ [1] |
| Distancia |
189,1539 ± 2,9911 ud [1] |
| Magnitud aparente ( V ) |
8,91 ± 0,009 [2] |
| Constelación |
Auriga |
| Velocidad radial ( Rv ) |
40,82 ± 0,93 km/s [3] |
|
movimiento adecuado |
| • ascensión recta |
8,655 ± 0,096 mas/año [1] |
| • declinación |
−6,086 ± 0,071 mas/año [1] |
| Paralaje (π) |
5,2867 ± 0,0836 mas [1] |
| clase espectral |
F0 [4] |
|
Indice de color |
| • B-V |
0.44 |
| • U-B |
0.13 |
| variabilidad |
W Osa Mayor [5] |
| metalicidad |
0 [6] |
| Códigos en catálogos
2MASA J05021473+3115493, AG+31 460 , AGKR 4464 , BD+31 849, FK5 4463 , SGC 02388-01048, HD 282719, HIC 23433 , HIP 23433 , PPM 69857 , SAO 57590 , TYC 2388-1048-1 , SBC9 2970 , Gaia DR1 157386671380265216 , Gaia DR2 1573866756978054016 , V802 Aur
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| SIMBAD |
V* V402 Aur |
| ¿ Información en Wikidata |
V402 Aurigae ( lat. V403 Aurigae ), HD 282719 es una estrella triple en la constelación de Auriga a una distancia de aproximadamente 617 años luz (alrededor de 189 parsecs ) del Sol . La edad de la estrella se estima en unos 1580 millones de años [6] .
El par de los componentes primero y segundo es una estrella variable eclipsante doble del tipo Ursa Major W (EW) [7] [8] [9] [10] [11] . La magnitud aparente de la estrella es de +8,98 ma +8,84 m [12] . El período orbital es de aproximadamente 0,6035 días (14,484 horas) [13] .
Características
El primer componente es una estrella de color amarillo-blanco de tipo espectral F2 [12] [14] [15] [16] o F0 [4] [17] . Masa - alrededor de 1,727 solar , radio - alrededor de 2,43 solar , luminosidad - alrededor de 8,297 solar [1] . La temperatura efectiva es de unos 6700 K [18] .
El segundo componente es una estrella de color amarillo-blanco de clase espectral F. La masa es de aproximadamente 0,33 solares, el radio es de aproximadamente 0,92 solares y la luminosidad es de aproximadamente 1,75 solares. La temperatura efectiva es de unos 6775 K [18] .
El tercer componente es una enana marrón . La masa es de unos 16,84 Júpiter [19] . Eliminado en 1.794 AU [19] .
Notas
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Gaia Data Release 2 (inglés) / Consorcio de procesamiento y análisis de datos , Agencia Espacial Europea - 2018.
- ↑ Oja T. Fotometría UBV de estrellas cuyas posiciones se conocen con precisión. VI - 1991. - T. 89. - S. 415-419.
- ↑ 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
- ↑ 1 2 Los gráficos de extensión de Henry Draper: un catálogo de posiciones precisas, movimientos propios, magnitudes y tipos espectrales de 86933 estrellas - 1995.
- ↑ 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
- ↑ 1 2 Bochanski J. J., Faherty J. K. , Gagné J. , Nelson O., Coker K., Smithka I., Desir D., Vasquez C. Propiedades fundamentales de las estrellas en movimiento observadas por Gaia // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2018. - Vol. 155, edición. 4.- Pág. 149.- ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/AAAEBE - arXiv:1801.00537
- ↑ Pych W., Rucinski SM, Debond H., Thomson JR, Capobianco CC, Blake RM, Ogloza W., Stachowski G., Rogoziecki P., Ligeza P. et al. Estudios de velocidad radial de estrellas binarias cercanas. IX (inglés) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2004. - vol. 127. - Pág. 1712-1719. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/382105 - arXiv:astro-ph/0311350
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- ↑ Gazeas K. , K. Stȩpień Momento angular y evolución de masa de binarios de contacto (inglés) // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2008. - ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1111/J.1365-2966.2008.13844.X - arXiv:0803.0212
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- ↑ Roeser S., Bastian U. PPM (Posiciones y movimientos propios) North Star Catalog - 1988. - Vol. 74. - P. 449.
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- ↑ Rucinski SM, Pribulla T., Van Kerkwijk MH Binarios de contacto con componentes adicionales. tercero Una búsqueda mediante óptica adaptativa // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2007. - vol. 134. - Pág. 2353-2365. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/523353 - arXiv:astro-ph/0703693
- ↑ 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.
- ↑ 1 2 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
- ↑ 1 2 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