RR Caeli es una estrella doble en la constelación de Caelum . Se encuentra aproximadamente a 66 años luz de la Tierra . [4] Jacob Luyten señaló por primera vez que era una estrella de alto movimiento propio en 1955 , y recibió el nombre de LFT 349. Descubierta como una binaria eclipsante en 1979, tiene una magnitud de referencia de 14,36, atenuándose notablemente cada 7,2 horas. por un intervalo de alrededor de 10 minutos, debido al eclipse total de la estrella más brillante por la más débil. Su variabilidad en el brillo llevó a que se le diera la designación de estrella variable RR Caeli en 1984. [5]Este sistema estelar consta de una enana roja de tipo espectral M6 y una enana blanca que se orbitan entre sí cada siete horas; el primero tiene un 18% de la masa del Sol, mientras que el segundo tiene el 44% de la masa del Sol. [5] La enana roja está bloqueada por mareas con la enana blanca, lo que significa que muestra el mismo lado que la estrella más pesada. [6] El sistema también es un binario post-envolvente común , y la estrella enana roja está transfiriendo material a la enana blanca. En aproximadamente 9-20 mil millones de años, RR Caeli probablemente se convertirá en una estrella variable cataclísmica debido al acortamiento gradual del período, lo que llevará a tasas crecientes de transferencia de hidrógeno a la superficie de la enana blanca. [3] Es probable que la enana blanca tenga un núcleo de helio simple, ya que su densidad es demasiado baja para el núcleo de carbono-oxígeno. [1]
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
---|---|
Constelación | Caelum |
Ascensión recta | 04 h 21 m 05.563 s |
Declinación | −48 ° 39 ′ 07,02 ″ |
Magnitud aparente (V) | 14.40 |
Caracteristicas | |
enano blanco | |
Etapa evolutiva | enano blanco |
Tipo espectral | DA7.8 |
Índice de color U − B | −0,42 |
Índice de color B − V | 0,52 |
enano Rojo | |
Etapa evolutiva | estrella de la secuencia principal |
Tipo espectral | M4 [1] |
Astrometria | |
Movimiento adecuado (μ) | RA: 30.030 mas / año Diciembre: -533.886 mas / año |
Paralaje (π) | 47,2000 ± 0,0200 [2] mas |
Distancia | 69,10 ± 0,03 ly (21,186 ± 0,009 pc ) |
Órbita [1] | |
Primario | enano blanco |
Compañero | enano Rojo |
Periodo (P) | 7.289 horas |
Detalles [3] | |
enano blanco | |
Masa | 0,448 ± 0,002 [1] M ☉ |
Radio | 0,01568 ± 0,00009 [1] R ☉ |
Luminosidad (bolométrica) | 0,0007 ± 0,00015 [nota 1] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | (7,67–7,72) ± 0,06 cgs |
Temperatura | 7540 ± 175 K |
enano Rojo | |
Masa | (0,182–0,183) ± 0,012 M ☉ |
Radio | (0,203–0,215) ± 0,015 R ☉ |
Luminosidad (bolométrica) | 0,0038 ± 0,0013 [nota 1] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | (5.04–5.09) ± 0.04 cgs |
Temperatura | 3100 ± 113 K |
Otras designaciones | |
RR Caeli, LFT 349, WD 0419-487, GJ 2034 AB, 2MASS J04210556-4839070, GSC 08072-01454, Gaia EDR3 4788741548375134336 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Archivo de exoplanetas | datos |
ARICNS | datos |
Los planetas extrasolares Encyclopaedia | datos |
Sistema planetario
En 2012, el análisis de ligeras variaciones en la curva de luz observada del sistema mostró que era casi seguro que había un planeta gigante cuatro veces más masivo que Júpiter orbitando el par de estrellas con un período de 11,9 años, y que había evidencia de un segundo cuerpo subestelar posible más lejos también. [7] Es probable que más observaciones de la curva de luz ayuden a confirmar la presencia de uno o ambos planetas. [7]
Compañero (en orden de estrella) | Masa | Semieje mayor ( AU ) | Período orbital ( años ) | Excentricidad | Inclinación | Radio |
---|---|---|---|---|---|---|
B | ≥4,2 ± 0,4 M J | ~ 5,3 ± 0,6 | 11,9 ± 0,1 | 0 | > 17,6 ° | - |
Notas
- ^ a b Desde, dónde es la luminosidad, es el radio, es la temperatura superficial efectiva y es la constante de Stefan-Boltzmann .
Referencias
- ^ a b c d e Prueba de la relación masa-radio de la enana blanca con binarios eclipsantes , 2017, arXiv : 1706.05016
- ^ Brown, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Código Bib : 2021A y A ... 649A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 202039657 . S2CID 227254300 . Registro de Gaia EDR3 para esta fuente en VizieR .
- ^ a b Maxted, PFL; O'Donoghue, D .; Morales-Rueda, L .; Napiwotzki, R .; Smalley, B. (2007). "La masa y el radio de la M-enana en el binario eclipsante de período corto RR Caeli". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 376 (2): 919–928. arXiv : astro-ph / 0702005 . Código bibliográfico : 2007MNRAS.376..919M . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2007.11564.x . S2CID 3569936 .
- ^ "V * RR Caeli - Binario eclipsante de tipo Algol (separado)" . SIMBAD . Consultado el 18 de febrero de 2013 .
- ^ a b Bruch, A .; Díaz, MP (1998). "El RR Caeli binario precataclísmico eclipsante" . El diario astronómico . 116 (2): 908–916. Código bibliográfico : 1998AJ .... 116..908B . doi : 10.1086 / 300471 .
- ^ Ribeiro, T .; Baptista, R .; Kafka, S .; Dufour, P .; Gianninas, A .; Fontaine, G. (2013). "Acreción y actividad en el RR Caeli binario post-envolvente común". Astronomía y Astrofísica . 556A : A34. arXiv : 1307.5921 . Bibcode : 2013A & A ... 556A..34R . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201220340 . S2CID 55229588 .
- ^ a b c Qian, SB; Liu, L .; Zhu, LY; Dai, ZB; Fernández Lajús, E .; Baume, GL (2012). "Un planeta circumbinario en órbita alrededor de la enana blanca de período corto eclipsando el binario RR Cae". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society: Cartas . 422 (1): L24 – L27. arXiv : 1201.4205 . Código bibliográfico : 2012MNRAS.422L..24Q . doi : 10.1111 / j.1745-3933.2012.01228.x . S2CID 119190656 .