Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox | |
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Constelación | Can Mayor |
Ascensión recta | 07 h 19 m 28.18202 s [1] |
Declinación | −16 ° 23 ′ 42,8773 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 5,70 - 6,34 [2] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | F0V + G8IV [3] |
Índice de color U − B | +0.01 [3] |
Índice de color B − V | +0,34 [3] |
Tipo variable | Algol |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | -39,0 [4] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: 165,37 [1] mas / año Diciembre: −136,18 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 23,38 ± 0,54 [1] mas |
Distancia | 44 [3] pieza |
Magnitud absoluta (M V ) | +2.57 [5] |
Detalles [3] | |
Masa | 1,67 + 0,22 + 0,8 M ☉ |
Radio | 1,78 + 1,22 + 0,83 R ☉ |
Luminosidad | 8.2 + 0.49 + 0.4 L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 4.16 + 3.60 + 4.50 cgs |
La temperatura | 6,964 [5] K |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 78,3 ± 3,9 [5] km / s |
Otras designaciones | |
R Canis Majoris, BD −16 ° 1898, HR 2788, HD 57167, HIP 35487, SAO 152724, GC 9758 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
R Canis Majoris es un sistema estelar binario interactuando eclipsando en la constelación de Canis Major . Varía de magnitud 5,7 a 6,34. [6] El sistema es inusual en la baja relación entre los dos componentes principales y la brevedad del período orbital. [3]
Los tiempos de eclipse para R Canis Majoris se han estado midiendo desde 1887, y aunque en la actualidad el período de tiempo parece constante en 1.1359 días, se han producido 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 gravitacional es responsable de estas variaciones. [7]
Se cree que R Canis Majoris es una estrella binaria en interacción . La estrella secundaria ha excedido su lóbulo de Roche y ha acumulado masa a la estrella primaria. Esto ha resultado en la evolución temprana de la estrella secundaria en la rama subgigante y en un aumento de material rico en helio en la primaria, lo que hace que arda más brillante y tenga una temperatura efectiva más alta de lo que normalmente se esperaría para una estrella de su masa. [8]
El nuevo análisis del sistema mediante espectroscopía de alta resolución produce que sus dos componentes principales tengan masas 1,67 ± 0,08 y 0,22 ± 0,07 veces la del Sol respectivamente y radios 1,78 ± 0,03 y 1,22 ± 0,07 veces la del Sol respectivamente. Sus temperaturas superficiales son 7300 y 4350 K. La tercera estrella tiene una masa del 80% de la del Sol y un radio de alrededor del 83% de la del Sol. Una tercera estrella del sistema es muy tenue, presumiblemente una enana roja . [3]