W Cuervo

W Cuervo
Estrella
Datos observacionales
( época J2000.0 )
ascensión recta 12 h  07 min  34,36 s [1]
declinación −13° 08′ 59.02″ [1]
Distancia 213,4381 ± 3,2755 ud [1]
Magnitud aparente ( V ) 11,28 ± 0,08 [2]
Constelación Cuervo
Astrometría
movimiento adecuado
 • ascensión recta −17,027 ± 0,102 mas/año [1]
 • declinación 17,058 ± 0,102 mas/año [1]
Paralaje  (π) 4,6852 ± 0,0719 mas [1]
Características espectrales
Indice de color
 •  B-V 0,67
variabilidad W Osa Mayor [3]
Códigos en catálogos

CRTS J120734.3-130859 , GSC 05525-00352, 2MASS J12073436-1308590, 1RXS J120733.0-130853 , SBC9 2442 , BD-12 3565, TYC 5525-352-1 , Gaia DR2 3571160341919206784 , W Crv , TIC 385346886 , AN 286.1930 y ASAS J120734-1309.0

Información en bases de datos
SIMBAD V* WCrv
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W Crow ( del lat.  W Corvi ) es una estrella variable eclipsante binaria Beta Lyrae (EB:) [4] [5] [6] [7] [8] o una estrella variable eclipsante (EA) de tipo Algol [9] [ 10] [11] [12] o una estrella variable tipo W eclipsante Ursa Major (EW) [13] [14] [15] [16] en la constelación de Crow a una distancia de aproximadamente 696 años luz (alrededor de 213 parsecs ) del Sol . La magnitud aparente de la estrella es de +12,5 ma +11,6 m [17] . El período orbital  es de aproximadamente 0,3881 días (9,3139 horas) [18] .

Descubierto por Vladimir Platonovich Tsesevich en 1940 [19] *.

Características

El primer componente es una enana amarilla de tipo espectral G1-2V [20] o G2 [21] [22] *. Masa: aproximadamente 1 solar , radio: aproximadamente 1,37 solar , luminosidad: aproximadamente 1,16 solar . La temperatura efectiva  es de unos 5109 K [1] .

El segundo componente es una enana naranja de tipo espectral K. La masa es de aproximadamente 0,68 solar [23] *. La temperatura efectiva es de unos 4900 K [23] *.

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. ↑ Drake AJ, Graham MJ, Djorgovski SG , Catelan M. , Mahabal AA, Torrealba G., Garcia-Alvarez D., Donalek C., Prieto JL, Williams R. et al. Catalina examina el catálogo periódico de estrellas variables  (inglés) // The Astrophysical Journal : serie de suplementos - American Astronomical Society , 2014. - Vol. 213. - Pág. 9. - ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1088/0067-0049/213/1/9 - arXiv:1405.4290
  4. ↑ Mohajerani S., Percy JR ¿Las estrellas variables eclipsantes muestran fluctuaciones aleatorias de ciclo a ciclo? - 2011. - T. 39. - S. 80.
  5. ↑ Malkov O. Y., Oblak E., Snegireva E. A., Torra J. Un catálogo de variables eclipsantes  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2006. - Vol. 446, edición. 2.- Pág. 785-789. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20053137
  6. ↑ 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
  7. ↑ Yang Y., Liu Q. V432 Persei: un contacto binario con componentes en mal contacto térmico  // Astron . J./J.G . III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2002. -Vol. 123.—Pág. 443–449. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/324642
  8. ↑ Yang Y.-L., Liu Q.-Y. AD Cancri: una binaria de contacto con componentes en mal contacto térmico  // Investigación en astronomía y astrofísica - IOP Publishing , Elsevier BV , 2002.-Vol . 2.- Pág. 369-376. — ISSN 1674-4527 ; 0253-2379 ; 0275-1062 ; 1009-9271
  9. ↑ Hu S.-M., Li K., Guo D.-F., Jiang Y., Gao D., Chen X. Estudio fotométrico e investigación de la variación del período del EQ UMa binario de tipo W UMa  / / Publ. Astron. soc. Jpn - OUP , 2015. - Vol. 67. - Pág. 100. - ISSN 0004-6264 ; 2053-051X - doi:10.1093/PASJ/PSV069
  10. ↑ Hoffman DI, Harrison TE, McNAMARA BJ, Vestrand WT, Holtzman JA, Barker T. El caso de los terceros cuerpos como la causa de los cambios de período en sistemas Algol seleccionados  // Astron . J./J.G . III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2006. -Vol. 132. - Pág. 2260-2267. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/508411
  11. ↑ Stepien K. Estado evolutivo de los binarios de contacto de tipo tardío  // Acta Astron . / M. Kubiak - Fundación Copérnico para la Astronomía Polaca , 2006. - Vol. 56. - Pág. 199-218. — ISSN 0001-5237
  12. ↑ Rucinski SM W Estrellas binarias tipo UMa en cúmulos globulares  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2000. - vol. 120. - Pág. 319-332. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/301417 - arXiv:astro-ph/0001152
  13. ↑ Latković O., Čeki A., Lazarević S. Estadísticas de 700 estrellas W UMa estudiadas individualmente  // The Astrophysical Journal : serie de suplementos - American Astronomical Society , 2021. - vol. 254, edición. 1.- Pág. 18.- ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.3847/1538-4365/ABEB23 - arXiv:2103.06693
  14. ↑ Szczygiel DM, Socrates A., Paczynski B., Pojmanski G., Pilecki B. Actividad coronal de las binarias eclipsantes de ASAS  // Acta Astron . / M. Kubiak - Fundación Copérnico para la Astronomía Polaca , 2008. - Vol. 58.—Pág. 405–418. — ISSN 0001-5237
  15. ↑ Stepien K., Schmitt JHMM, Voges W. ROSAT estudio de todo el cielo de las estrellas W Ursae Majoris y el problema de la sobresaturación  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2001. - Vol. 370.—Pág. 157–169. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20010197
  16. ↑ MacEroni C., Van'T Veer F. Las propiedades de los binarios de contacto W Ursae Majoris: nuevos resultados y viejos problemas  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 1996. - Vol. 311.—Pág. 523–531. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
  17. ↑ W Crv , entrada de base de datos, Catálogo general combinado de estrellas variables (GCVS5.1, 2017 Ed.), NN Samus, OV Durlevich, et al., CDS ID II/250 Accedido en línea el 01-06-2022.
  18. ↑ 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
  19. ↑ Odell A. P. W Corvi, un contacto binario con gran  diferencia de temperatura // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 1996. - Vol. 282, edición. 2.- Pág. 373-383. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/282.2.373
  20. ↑ Eaton J. A., Odell A. P., Nitschelm C. Doppler Profiles of the interacting contact binary W  Corvi // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2021. - Vol. 500, edición. 1.- Pág. 145-152. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STAA3092
  21. ↑ 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
  22. ↑ Odell AP, Cushing GE Cambios en el periodo y curva de luz de W Corvi - 2004. - T. 5514. - P. 1.
  23. ↑ 1 2 Rucinski SM, Lu W. W Crv: ¿el Algol de período más corto con componentes no degenerados?  (inglés) // lun . No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2000. - Vol. 315.—Pág. 587–594. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1046/J.1365-8711.2000.03422.X - arXiv:astro-ph/9907331
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