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V354 Cefeo

V354 Cephei es una estrella supergigante roja situada en el interior de la Vía Láctea . Es una variable irregular situada a más de 13.000 años luz del Sol . Tiene un radio estim...

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V354 Cephei es una estrella supergigante roja situada en el interior de la Vía Láctea . Es una variable irregular situada a más de 13.000 años luz del Sol . Tiene un radio estimado de 1.139 radios solares (792.000.000  km ; 5,30  ua ). [7] Si se situase en el centro del Sistema Solar , se extendería hasta entre las órbitas de Marte y Júpiter .

Identificación

V354 Cephei está identificada como una estrella variable supergigante roja y está incluida en sondeos como IRAS y 2MASS , pero antes de su inclusión en el Catálogo General de Estrellas Variables en 1981, solo se hacía referencia a ella por sus listados en catálogos relativamente oscuros. [9] Es demasiado débil para ser incluida en catálogos como el Catálogo Henry Draper o el Bonner Durchmusterung . Fue incluida en un sondeo del Observatorio Dearborn de 1947 como estrella 41575, pero esa identificación casi nunca se utiliza. [10]

A V354 Cephei se la ha denominado Caso 75. [5] [9] Este es uno de los varios listados de estrellas frías realizados utilizando el telescopio Burrell Schmidt en el Observatorio Warner y Swasey de la Universidad Case Western Reserve , aunque el Caso 75 se identifica erróneamente como la estrella F3V cercana BD+58°2450. [11] La estrella de carbono AT Persei aparece como estrella 75 en otro de los artículos de la encuesta y también se la conoce como Caso 75. El portal astronómico SIMBAD prefiere restringir ese uso a AT Persei y ha ideado un acrónimo único diferente para V354 Cephei. [12]

Distancia

Comparación de tamaño de Betelgeuse , Mu Cephei , KY Cygni y V354 Cephei , según estimaciones obtenidas en 2005. [5]

V354 Cephei está cerca de la asociación estelar Cepheus OB1 y se considera un miembro probable. Esta asociación está a una distancia de entre 2750 y 3500 parsecs , [8] [13] [c] pero actualmente se cree que está a 3400 parsecs según paralajes confiables de Gaia Data Release 2 de estrellas OB vecinas . [14] Su paralaje de Gaia Data Release 2 es0,4581 ± 0,1023  mas , [15] lo que implica una distancia mucho menor de alrededor de2.000 pc . [16] La paralaje de la versión 3 de datos tempranos de Gaia es0,2161 ± 0,0388 mas , lo que implica una distancia mayor. Ambos resultados de Gaia tienen un margen de error estadístico significativo , así como indicadores de que el exceso de ruido astrométrico está muy por encima de los niveles aceptables, por lo que el paralaje debe considerarse poco fiable. [15] [1]

Propiedades

Curva de luz de banda visual para V354 Cephei, trazada a partir de datos ASAS [17]

Las propiedades de V354 Cephei son discutidas, pero la estrella está clasificada como una estrella supergigante fría con una clase espectral y de luminosidad dada como M2.5 Iab, lo que indica que es una supergigante luminosa de tamaño intermedio, pero luego se le dio como M3.5 Ib, lo que indica que es una supergigante menos luminosa. [3] [4]

Un estudio de 2005 dirigido por Levesque describió las cuatro estrellas supergigantes rojas, KW Sagittarii , V354 Cephei, KY Cygni y Mu Cephei como las supergigantes rojas galácticas más grandes y luminosas con radios de aproximadamente 1500  R ☉ y una luminosidad bolométrica de aproximadamente 300 000  L ☉ , lo que es consistente con el límite superior empírico de radio y luminosidad para las supergigantes rojas. A pesar de ello, se han publicado tamaños y luminosidades mayores para algunas otras supergigantes rojas galácticas, como VV Cephei A y la peculiar estrella VY Canis Majoris con 1200–1900  R ☉ y más de 3000  R ☉ . Se descubrió que V354 Cephei, basado en un modelo MARCS, era la más grande y luminosa de estas cuatro estrellas medidas, con una alta luminosidad de 369.000  L ☉ y, en consecuencia, un tamaño muy grande de 1.520  R ☉ basado en el supuesto de una temperatura efectiva de3.650  K . [5]

Cálculos más recientes de la luminosidad de V354 Cep determinaron que la luminosidad de la estrella es algo mucho menor, por debajo de 80.000  L ☉ . [8] [18] Un estudio de 2011 señala la discrepancia, pero no puede explicarla. [8] Hay diferencias similares en las extinciones visuales derivadas, entre dos y seis magnitudes. [3] [5] Otros datos publicados más recientes asumen la distancia Gaia menor y, por lo tanto, derivan luminosidades más bajas. [18]

Notas

  1. ^ Radio a partir de la temperatura y la magnitud bolométrica. La magnitud bolométrica se convierte en luminosidades solares en la ecuación (L = 10^(0,4*(4,74-(Mbol)))), donde L es la luminosidad y Mbol la magnitud bolométrica
  2. ^ De L = 10^(0,4*(4,74-(Mbol))), donde L es la luminosidad y Mbol la magnitud bolométrica
  3. ^ Se supone que V354 Cephei forma parte de la asociación Cep OB1, que tiene un módulo de distancia adoptado de 12,2. Véanse las Tablas 1 y 2, Levesque et al. 2005.

Referencias

  1. ^ abcdef Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Fe de erratas:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Registro EDR3 de Gaia para esta fuente en VizieR .
  2. ^ ab "V354 Cep, entrada de base de datos". Tabla combinada de GCVS Vols I-III y NL 67-78 con coordenadas mejoradas, Catálogo general de estrellas variables . Moscú, Rusia: Instituto Astronómico Sternberg. Archivado desde el original el 20 de junio de 2017. Consultado el 12 de noviembre de 2010 .
  3. ^ abc Verhoelst, T.; Van Der Zypen, N.; Hony, S.; Decin, L.; Cami, J.; Eriksson, K. (2009). "La secuencia de condensación de polvo en estrellas supergigantes rojas". Astronomía y Astrofísica . 498 (1): 127–138. arXiv : 0901.1262 . Bibcode :2009A&A...498..127V. doi :10.1051/0004-6361/20079063. S2CID  18383796.
  4. ^ ab Dorda, R.; Negueruela, I.; González-Fernández, C. (2018). "La población de supergigantes rojas en el brazo de Perseo". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 475 (2): 2003. arXiv : 1712.08176 . doi : 10.1093/mnras/stx3317 . S2CID  54605960 .
  5. ^ abcdefg Levesque, Emily M. ; Massey, Philip; Olsen, KAG; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (agosto de 2005). "La escala de temperatura efectiva de las supergigantes rojas galácticas: frías, pero no tan frías como pensábamos". The Astrophysical Journal . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph/0504337 . Código Bibliográfico :2005ApJ...628..973L. doi :10.1086/430901. S2CID  15109583.
  6. ^ Bailer-Jones, CAL; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Demleitner, M.; Andrae, R. (1 de marzo de 2021). "Estimación de distancias a partir de paralajes. V: Distancias geométricas y fotogeométricas a 1.470 millones de estrellas en Gaia Early Data Release 3". The Astronomical Journal . 161 (3): 147. arXiv : 2012.05220 . Código Bibliográfico :2021AJ....161..147B. doi : 10.3847/1538-3881/abd806 . ISSN  0004-6256.Los datos sobre esta estrella se pueden ver aquí.
  7. ^ abcde Verhoelst, T.; van der Zypen, N.; Hony, S.; Decin, L.; Cami, J.; Eriksson, K. (1 de abril de 2009). "La secuencia de condensación de polvo en estrellas supergigantes rojas". Astronomía y Astrofísica . 498 (1): 127–138. arXiv : 0901.1262 . Bibcode :2009A&A...498..127V. doi :10.1051/0004-6361/20079063. ISSN  0004-6361.
  8. ^ abcd Mauron, N.; Josselin, E. (2011). "Las tasas de pérdida de masa de las supergigantes rojas y la prescripción de De Jager". Astronomía y Astrofísica . 526 : A156. arXiv : 1010.5369 . Bibcode :2011A&A...526A.156M. doi :10.1051/0004-6361/201013993. S2CID  119276502.
  9. ^ ab Kholopov, PN; Samus', NN; Kukarkina, NP; Medvedeva, GI; Perova, NB (1981). "66.ª lista de nombres de estrellas variables". Boletín informativo sobre estrellas variables . 2042 : 1. Código Bibliográfico :1981IBVS.2042....1K.
  10. ^ Lee, OJ; Baldwin, RJ; Hamlin, DW; Bartlett, TJ; Gore, GD; Baldwin, TJ (1943). "Catálogo de Dearborn de estrellas rojas débiles: estrellas de óxido de titanio en zonas de -4,5[grados] a +13,5[grados]". Anales del Observatorio Dearborn de la Universidad Northwestern . 5 : 1. Código Bibliográfico :1943AnDea...5....1L.
  11. ^ Nassau, JJ; Blanco, VM; Morgan, WW (1954). "Estrellas tempranas enrojecidas de tipo m y S cerca del ecuador galáctico". Astrophysical Journal . 120 : 478. Bibcode :1954ApJ...120..478N. doi : 10.1086/145936 .
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  14. ^ Parker, Richard J.; Crowther, Paul A.; Rate, Gemma (2020). "Desbloqueo de estrellas Wolf-Rayet galácticas con Gaia DR2 – II. Membresía de cúmulos y asociaciones". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 495 (1): 1209–1226. arXiv : 2005.02533 . Código Bibliográfico :2020MNRAS.495.1209R. doi : 10.1093/mnras/staa1290 . S2CID  218516882.
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  16. ^ Bailer-Jones, CAL; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Mantelet, G.; Andrae, R. (2018). "Estimación de distancias a partir de paralajes. IV. Distancias a 1.330 millones de estrellas en los datos de Gaia, versión 2". The Astronomical Journal . 156 (2): 58. arXiv : 1804.10121 . Código Bibliográfico :2018AJ....156...58B. doi : 10.3847/1538-3881/aacb21 . S2CID  119289017.
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  18. ^ ab 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 . Código Bibliográfico :2019AJ....158...20M. doi : 10.3847/1538-3881/ab1cbd . S2CID  148571616.
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