Hispanopedia WikiR Canis Majoris es un sistema binario de estrellas eclipsantes en interacción en la constelación de Canis Major . Varía de magnitud entre 5,7 y 6,34. [6] El sistema es inusual por la baja relación entre los dos componentes principales y la brevedad del período orbital. [3] Es apenas visible a simple vista por un observador con muy buenas condiciones de observación.
Variabilidad
En 1887, Edwin F. Sawyer descubrió que la estrella, entonces llamada 155 Canis Majoris (por su inclusión en Uranometria Argentina ), es una estrella variable . [8] Aparece con su designación de estrella variable R Canis Majoris, en el Segundo catálogo de estrellas variables de Annie Jump Cannon , publicado en 1907. [9] Los tiempos de eclipse para R Canis Majoris se han estado midiendo desde 1887, y mientras que en la actualidad el período de tiempo parece constante en 1,1359 días, se han estado produciendo variaciones periódicas cuasi-sinusoidales de los tiempos de llegada del eclipse con una periodicidad de alrededor de 93 años. Esto ha llevado a la sugerencia de que existe un tercer cuerpo no eclipsante en el sistema cuya atracción gravitatoria es responsable de estas variaciones. [10]
Estrella binaria interactuando
Se cree que R Canis Majoris es una estrella binaria en interacción . La estrella secundaria ha superado su lóbulo de Roche y ha acumulado masa en la estrella primaria. Esto ha dado lugar a la evolución temprana de la estrella secundaria hacia la rama subgigante y ha aumentado el material rico en helio en la primaria, lo que hace que brille más y tenga una temperatura efectiva más alta de lo que normalmente se esperaría para una estrella de su masa. [11]
Un nuevo análisis del sistema mediante espectroscopia de alta resolución muestra que sus dos componentes principales tienen masas de 1,67 ± 0,08 y 0,22 ± 0,07 veces la del Sol, respectivamente, y radios de 1,78 ± 0,03 y 1,22 ± 0,07 veces la del Sol, respectivamente. Sus temperaturas superficiales son de 7300 y 4350 K. La tercera estrella tiene una masa del 80 % de la del Sol y un radio de alrededor del 83 % del mismo. Una tercera estrella en el sistema es muy débil, presumiblemente una enana naranja . [3]
Referencias
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- ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 . Código Bibliográfico :2009yCat....102025S.
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- ^ Watson, Christopher (4 de enero de 2010). "R Canis Majoris". Sitio web de la AAVSO . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 18 de febrero de 2014 .
- ^ Shobbrook, RR (diciembre de 2005). "Fotometría de 20 sistemas binarios eclipsantes y elipsoidales". The Journal of Astronomical Data . 11 : 7. Código Bibliográfico :2005JAD....11....7S . Consultado el 15 de noviembre de 2021 .
- ^ Sawyer, Edwin F. (julio de 1887). "Sobre una nueva variable del tipo Algol". Astronomical Journal . 7 : 119– 120. Bibcode :1887AJ......7..119S. doi :10.1086/100933 . Consultado el 1 de enero de 2025 .
- ^ Cannon, Annie J. (1907). «Segundo catálogo de estrellas variables». Anales del Observatorio del Harvard College . 55 : 1–94 . Código Bibliográfico :1907AnHar..55....1C . Consultado el 1 de enero de 2025 .
- ^ “Órbitas astrométricas y de viaje de la luz para detectar compañeros de baja masa: un estudio de caso del sistema eclipsante R Canis Majoris” "Ribas I, Arenou F y Guinan EF - The Astronomical Journal, 123:2033-2041, abril de 2002
- ^ ""Estudios fotométricos en el infrarrojo cercano de R Canis Majoris" Varricatt WP & Ashok NM - The Astronomical Journal, 17:2980-2997, junio de 1999" . Consultado el 8 de marzo de 2009 .