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Articulo de referencia

NGC 7419

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Coordenadas : 07 h 17 m 42 s , −15° 38′ 00″Mapa del cielo

NGC 7419 es un cúmulo abierto en la constelación de Cefeo . Está muy enrojecido y destaca por contener cinco supergigantes rojas , la mayor cantidad conocida en cualquier cúmulo hasta finales del siglo XX, pero probablemente ninguna supergigante azul .

Miembros

La más brillante de las cinco supergigantes rojas es la excepcionalmente fría MY Cephei . [ 4 ] Tiene un tipo espectral M7.5, que es uno de los tipos espectrales más tardíos de cualquier supergigante, aunque el análisis se ve dificultado por la falta de estrellas estándar comparables. [ 5 ] Se estima que tiene una temperatura efectiva de alrededor de3000  K [ 6 ] y una luminosidad bolométrica de más de 100 000 L ☉ . [ 7 ] MY Cephei es una estrella variable semirregular con un rango de brillo de magnitud 14,4 - 15,3. [ 8 ] 

Las estrellas calientes más brillantes del cúmulo tienen un tipo espectral BC2, lo que indica estrellas B2 con niveles elevados de carbono . [ 9 ] Una tiene una clase de luminosidad de gigante brillante II, mientras que la otra tiene una clase de luminosidad Ib-II, lo que indica que es una gigante brillante o una supergigante. Las estrellas más calientes del cúmulo son visualmente débiles debido a una extinción interestelar de aproximadamente seis magnitudes . [ 10 ]

La ausencia de supergigantes azules, particularmente en un cúmulo del tamaño y edad precisos para incluir cinco supergigantes rojas, es inusual. Estas bajas proporciones de supergigantes azules respecto a las rojas se dan en cúmulos de baja metalicidad , pero NGC 7419 es joven y tiene una metalicidad cercana a la solar. Las estrellas de rápida rotación podrían explicar esta tendencia evolutiva, favoreciendo una alta pérdida de masa y la rápida evolución de estrellas masivas hacia supergigantes rojas. Esta conclusión también es consistente con la alta proporción de estrellas Be en el cúmulo. [ 4 ] [ 10 ]

Se calcula que la edad del cúmulo es14 ± 2 millones de años. Se espera que los cúmulos de esta edad tengan un punto de inflexión en la secuencia principal en el tipo espectral B1, y esto se observa en NGC 7419. Se observan 1200 M☉ de estrellas de tipo B, lo que implica una masa total del cúmulo de 7000 a 10000 M☉ . [ 10 ]  

No miembros

Visible en el mismo campo y tan prominente como las supergigantes rojas en imágenes infrarrojas es la estrella de carbono MZ Cephei, que está mucho más cerca de nosotros que NGC 7419. [ 4 ] Es una estrella variable irregular lenta con un rango de 14,7 - 15,4. [ 8 ]

La estrella más brillante visualmente en la región central del cúmulo es una gigante amarilla, ubicada a unos 500 pársecs según la astrometría de Gaia . [ 11 ] La estrella cercana aún más brillante HD  216721 también es un objeto en primer plano. [ 4 ] Más lejos aún del centro del cúmulo se encuentra la binaria eclipsante de séptima magnitud V453 Cephei, a unos 250 pársecs de distancia de nosotros. [ 12 ]

Véase también

Referencias

  1. ^ " NGC 7419 " . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 3 de enero de 2018 .
  2. ↑ Beasor, Emma R.; Davies, Ben; Smith, Nathan; Van Loon, Jacco Th; Gehrz, Robert D.; Figer, Donald F. (2020). "Una nueva prescripción de tasa de pérdida de masa para supergigantes rojas" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 492 (4): 5994– 6006. arXiv : 2001.07222 . Bibcode : 2020MNRAS.492.5994B . doi : 10.1093/mnras/staa255 . S2CID 210839222 . 
  3. ↑ "Base de datos NGC en línea de SEDS" . Resultados para NGC 7419. Consultado el 3 de enero de 2018 .
  4. 1 2 3 4 Caron, Geneviève; Moffat, Anthony FJ; St-Louis, Nicole; Wade, Gregg A.; Lester, John B. (2003). "La falta de supergigantes azules en NGC 7419, un cúmulo abierto galáctico rico en supergigantes rojas con estrellas de rápida rotación" . The Astronomical Journal . 126 (3): 1415– 1422. Bibcode : 2003AJ....126.1415C . doi : 10.1086/377314 .
  5. ↑ Beauchamp, Alain; Moffat, Anthony FJ; Drissen, Laurent (1994). "El cúmulo abierto galáctico NGC 7419 y sus cinco supergigantes rojas". Astrophysical Journal Supplement Series . 93 : 187. Bibcode : 1994ApJS...93..187B . doi : 10.1086/192051 .
  6. ↑ Messineo, M.; Brown, AGA (2019). "Un catálogo de estrellas KM galácticas conocidas de supergigantes rojas candidatas de clase I en Gaia DR2" . The Astronomical Journal . 158 (1): 20. arXiv : 1905.03744 . Bibcode : 2019AJ....158...20M . doi : 10.3847/1538-3881/ab1cbd . S2CID 148571616 . 
  7. ↑ Davies, Ben; Beasor, Emma R. (marzo de 2020). "El 'problema de las supergigantes rojas': el límite superior de luminosidad de los progenitores de supernovas de tipo II" . MNRAS . 493 (1): 468– 476. arXiv : 2001.06020 . Bibcode : 2020MNRAS.493..468D . doi : 10.1093/mnras/staa174 . S2CID 210714093 . 
  8. ^ Samus ', NN; Kazarovets, EV; Durlevich, OV; Kireeva, NN; Pastukhova, EN (2017). "Catálogo general de estrellas variables: Versión GCVS 5.1". Informes de astronomía . 61 (1): 80– 88. Bibcode : 2017ARep...61...80S . doi : 10.1134/S1063772917010085 . S2CID 125853869 . 
  9. ↑ Walborn, NR (1976). "Las estrellas OBN y OBC". Astrophysical Journal . 205 : 419. Bibcode : 1976ApJ...205..419W . doi : 10.1086/154292 .
  10. 1 2 3 Marco, A.; Negueruela, I. (2013). "NGC 7419 como plantilla para cúmulos de supergigantes rojas". Astronomía y Astrofísica . 552 : A92. arXiv : 1302.5649 . Bibcode : 2013A & A...552A..92M . doi : 10.1051/0004-6361/201220750 . S2CID 53723223 . 
  11. ^ Colaboración Gaia; Marrón, AGA; Vallenari, A.; Prusti, T.; De Bruijne, JH J; Mignard, F.; Drimmel, R.; Babusiaux, C.; Bailer-Jones, CAL; Bastián, U.; Biermann, M.; Evans, DW; Eyer, L.; Jansen, F.; Jordi, C .; Katz, D.; Klioner, SA; Lammers, U.; Lindegren, L.; Luri, X.; O'Mullane, W.; Panem, C.; Pourbaix, D.; Randich, S.; Sartoretti, P.; Siddiqui, Hawai; Soubiran, C.; Valette, V.; Van Leeuwen, F.; et al. (2016). "Gaia Data Release 1. Resumen de las propiedades astrométricas, fotométricas y topográficas". Astronomía y Astrofísica . 595 : A2. arXiv : 1609.04172 . Código Bib : 2016A y A...595A...2G . doi : 10.1051/0004-6361/201629512 . S2CID 1828208 .  
  12. ↑ van Leeuwen, Floor (13 de agosto de 2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos" . Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653– 664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A & A...474..653V . doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . eISSN 1432-0746 . ISSN 0004-6361 .  
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