CW Leonis
De Wikipedia, la enciclopedia libre
Saltar a navegación Saltar a búsqueda
CW Leonis
CW Leonis UV.jpg
CW Leonis en ultravioleta mostrando el choque de arco
Datos de observación Epoch J2000       Equinox J2000
ConstelaciónLeón
Ascensión recta09 h 47 m 57.406 s [1]
Declinación+ 13 ° 16 ′ 43,56 ″ [1]
Magnitud aparente  (V)10,96 - 14,80 [2]
Caracteristicas
Tipo espectralC9,5e [3]
Magnitud aparente  (R)10,96 [1]
Magnitud aparente  (J)7.34 [1]
Magnitud aparente  (H)4.04 [1]
Magnitud aparente  (K)1,19 [1]
Tipo variableMira [2]
Astrometria
Movimiento adecuado (μ) RA:  35 ± 1  mas / año
Dec .:  12 ± 1 [4]  mas / año
Paralaje (π)10,56 ± 2,02 [5]  mas
Distanciaaprox. 310  ly
(aprox.90  pc )
Detalles
Masa0,7 - 0,9 [4]  M ☉
Radio560 [6]  R ☉
Luminosidad8.500 (promedio), 11.850 (máximo) [6]  L ☉
Temperatura2.300 [6] (1.915 - 2.105) [7]  K
Otras designaciones
CW  Leo, Nebulosa del maní, IRC +10216, IRAS  09452 + 1330, PK  221 + 45 1, Zel 0945 + 135, RAFGL  1381, 2MASS  J09475740 + 1316435, SCM 50 [8]
Referencias de la base de datos
SIMBADdatos

CW Leonis o IRC +10216 es una estrella de carbono bien estudiada que está incrustada en una gruesa capa de polvo. Fue descubierto por primera vez en 1969 por un grupo de astrónomos dirigidos por Eric Becklin , basándose en observaciones infrarrojas realizadas con el Telescopio Infrarrojo Caltech de 62 pulgadas (1,6 m) en el Observatorio Mount Wilson . Su energía se emite principalmente en longitudes de onda infrarrojas. A una longitud de onda de 5  μm , se encontró que tenía el flujo más alto de cualquier objeto fuera del Sistema Solar . [9]

Propiedades

Se cree que CW Leonis se encuentra en una etapa tardía de su vida, expulsando su propia atmósfera hollín para formar una enana blanca en un futuro lejano. Según las proporciones de isótopos de magnesio , la masa inicial de esta estrella se ha limitado a estar entre 3 y 5 masas solares . La masa del núcleo de la estrella, y la masa final de la estrella una vez que se convierte en una enana blanca, es de aproximadamente 0,7 a 0,9 masas solares. [10] Su luminosidad bolométrica varía en el transcurso de un ciclo de pulsaciones de 649 días, desde un mínimo de aproximadamente 6.250 veces la luminosidad del Sol hasta un pico de aproximadamente 15.800 veces. La salida total de la estrella se representa mejor con una luminosidad de 11,300  L ☉ . [11]

La envoltura gaseosa rica en carbono que rodea a esta estrella tiene al menos 69.000 años y la estrella está perdiendo aproximadamente (1-4) × 10-5 masas solares por año. [11] La envoltura extendida contiene al menos 1,4 masas solares de material. [12] Las observaciones de motas de 1999 muestran una estructura compleja en esta envoltura de polvo , que incluye arcos parciales y conchas sin terminar. Esta aglomeración puede ser causada por un ciclo magnético en la estrella que es comparable al ciclo solar en el Sol y da como resultado aumentos periódicos en la pérdida de masa. [13]

Se han detectado varios elementos químicos y unas 50 moléculas en las salidas de CW Leonis, entre otros nitrógeno , oxígeno y agua , silicio y hierro . Una teoría era que la estrella estuvo rodeada por cometas que se derritieron una vez que la estrella comenzó a expandirse, [14] pero ahora se cree que el agua se forma naturalmente en las atmósferas de todas las estrellas de carbono. [15]

Distancia

Si se supone que la distancia a esta estrella está en el extremo inferior del rango estimado, 120 pc, entonces la astrosfera que rodea a la estrella se extiende por un radio de aproximadamente 84.000  UA . La estrella y su envoltura circundante avanzan a una velocidad de más de 91 km / sa través del medio interestelar circundante . [12] Se mueve con una velocidad espacial de [U, V, W] = [ 21,6 ± 3,9 , 12,6 ± 3,5 , 1,8 ± 3,3 ] km s −1 . [10]

Compañero

Varios artículos han sugerido que CW Leonis tiene un compañero binario cercano . Las mediciones de ALMA y astrométricas pueden mostrar movimiento orbital. Las medidas astrométricas, combinadas con un modelo que incluye el compañero, proporcionan una medida de paralaje que muestra que CW Leonis es la estrella de carbono más cercana a la Tierra. [5]

Ver también

  • Lista de estrellas más grandes
  • Lista de estrellas más luminosas

Referencias

  1. ^ a b c d e f Cutri, RM; et al. (2003). "Catálogo 2MASS All-Sky de fuentes puntuales" . Catálogo de datos en línea de VizieR: II / 246. Publicado originalmente en: 2003yCat.2246 .... 0C . 2246 . Código Bibliográfico : 2003yCat.2246 .... 0C .
  2. ^ a b 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 .
  3. ^ Cohen, M. (1979). "Envolturas circunestelares y evolución de las estrellas de carbono" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 186 (4): 837–852. Código bibliográfico : 1979MNRAS.186..837C . doi : 10.1093 / mnras / 186.4.837 .
  4. ↑ a b Matthews, LD; Gérard, E .; Le Bertre, T. (2015). "Descubrimiento de una capa de hidrógeno atómico neutro que rodea la estrella de carbono IRC + 10216". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 449 (1): 220–233. arXiv : 1502.02050 . Código bibliográfico : 2015MNRAS.449..220M . doi : 10.1093 / mnras / stv263 . S2CID 96460867 . 
  5. ^ a b Sozzetti, A .; Inteligente, RL; Drimmel, R .; Giacobbe, P .; Lattanzi, MG (2017). "Evidencia de movimiento orbital de CW Leonis de astrometría terrestre". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society: Cartas . 471 (1): L1 – L5. arXiv : 1706.04391 . Código Bib : 2017MNRAS.471L ... 1S . doi : 10.1093 / mnrasl / slx082 . S2CID 119070871 . 
  6. ^ a b c Schmidt, MR; Él, JH; Szczerba, R .; Bujarrabal, V .; Alcolea, J .; Cernicharo, J .; Decin, L .; Justtanont, K .; Teyssier, D .; Menten, KM; Neufeld, DA; Olofsson, H .; Planesas, P .; Marston, AP; Sobolev, AM; De Koter, A .; Schöier, FL (2016). "Observaciones de Herschel / HIFI de las líneas de amoníaco circunestelar en IRC + 10216" . Astronomía y Astrofísica . 592 : A131. arXiv : 1606.01878 . Bibcode : 2016A y A ... 592A.131S . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201527290 . PMC 5217166 . PMID 28065983 .  
  7. ↑ Bergeat, J .; Knapik, A .; Rutily, B. (2001). "Las temperaturas efectivas de las estrellas ricas en carbono" . Astronomía y Astrofísica . 369 : 178-209. Bibcode : 2001A y A ... 369..178B . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20010106 .
  8. ^ "V * CW Leo - Estrella variable de tipo Mira Cet" . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Consultado el 9 de mayo de 2011 .
  9. ^ Becklin, EE; et al. (Diciembre de 1969). "El objeto infrarrojo inusual IRC + 10216" (PDF) . Revista astrofísica . 158 : L133. Código Bibliográfico : 1969ApJ ... 158L.133B . doi : 10.1086 / 180450 .
  10. ^ a b Ladjal, D .; et al. (Julio de 2010). "Imágenes Herschel PACS y SPIRE de CW Leonis". Astronomía y Astrofísica . 518 : L141. arXiv : 1005.1433 . Código Bib : 2010A & A ... 518L.141L . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201014658 . S2CID 14279789 . 
  11. ^ a b De Beck, E .; et al. (10 de enero de 2012), "Sobre la estructura física de IRC + 10216", Astronomy & Astrophysics , 539 : A108, arXiv : 1201.1850 , Bibcode : 2012A & A ... 539A.108D , doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201117635 , S2CID 56163906 
  12. ^ a b Sahai, Raghvendra; Chronopoulos, Christopher K. (marzo de 2010). "La astrosfera de la estrella de rama gigante asintótica IRC + 10216". Las cartas de la revista astrofísica . 711 (2): L53 – L56. arXiv : 1001.4997 . Código bibliográfico : 2010ApJ ... 711L..53S . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 711/2 / L53 . S2CID 118705396 . 
  13. ^ Dinh-V-Trung, Jeremy; Lim (mayo de 2008), "Molecular Shells in IRC + 10216: Evidence for Nonisotropic and Episodic Mass-Loss Enhancement", The Astrophysical Journal , 678 (1): 303-308, arXiv : 0712.1714 , Bibcode : 2008ApJ ... 678. .303D , doi : 10.1086 / 527669 , S2CID 16389370 
  14. ^ Ford, KE Saavik; Neufeld, David A .; Goldsmith, Paul F .; Melnick, Gary J. (2003). "Detección de OH hacia el Extreme Carbon Star IRC +10216". El diario astrofísico . 589 (1): 430–438. arXiv : astro-ph / 0302103 . Código bibliográfico : 2003ApJ ... 589..430F . doi : 10.1086 / 374552 . S2CID 16682238 . 
  15. ↑ Lombaert, R .; Decin, L .; Royer, P .; De Koter, A .; Cox, NLJ; González-Alfonso, E .; Neufeld, D .; De Ridder, J .; Agúndez, M .; Blommaert, JADL; Khouri, T .; Groenewegen, MAT; Kerschbaum, F .; Cernicharo, J .; Vandenbussche, B .; Waelkens, C. (2016). "Restricciones en el mecanismo de formación de H2O en el viento de estrellas AGB ricas en carbono". Astronomía y Astrofísica . 588 : A124. arXiv : 1601.07017 . Código Bib : 2016A y A ... 588A.124L . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201527049 . S2CID 62787287 . 

enlaces externos

  • Agua encontrada alrededor de la estrella cercana CW Leonis Imagen astronómica del día 16 de julio de 2001
  • Variaciones en la envoltura de polvo alrededor del IRC +10216 reveladas por interferometría de enmascaramiento de apertura
  • http://jumk.de/astronomie/special-stars/cw-leonis.shtml
  • CW Leonis en WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , hidrógeno α , rayos X , astrofoto , mapa del cielo , artículos e imágenes
Obtenido de " https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=CW_Leonis&oldid=1012727334 "
Contribute a better translation