R Scuti ( R Sct ) es una estrella en la constelación de Scutum . Es una supergigante amarilla y es una variable pulsante conocida como variable RV Tauri . Fue descubierto en 1795 por Edward Pigott en un momento en el que solo se sabía que existían unas pocas estrellas variables . [11]
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
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Constelación | Escudo |
Ascensión recta | 18 h 47 m 28.95 s [1] |
Declinación | −05 ° 42 ′ 18,5 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 4.2–8.6 [2] |
Caracteristicas | |
Etapa evolutiva | Rama gigante asintótica [3] |
Tipo espectral | G0Iae-K2p (M3) Ibe [4] |
Índice de color U − B | 1,53 [5] |
Índice de color B − V | 1,47 [5] |
Tipo variable | RV Tau [2] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | 43,80 [6] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: −45,399 [7] mas / año diciembre: −32.410 [7] mas / año |
Paralaje (π) | 0.8572 ± 0.2549 [7] mas |
Distancia | aprox. 4000 ly (aprox. 1200 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | ~ −2 - −3 [8] |
Detalles | |
Masa | 0,55–0,68 [9] M ☉ |
Radio | 84 [3] R ☉ |
Luminosidad | 5.000 [3] - 9.400 [10] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 0.0 [10] cgs |
Temperatura | 4000 [3] - 4500 [10] K |
Metalicidad [Fe / H] | –0,4 [10] dex |
Otras designaciones | |
HD 173819, HIP 92202, 2MASS J18472894-0542185, SAO 142620, BD −05 ° 4760, AAVSO 1842-05 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Observación
R Sct es la más brillante de las estrellas de tipo RV Tau [12] y la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) contiene más de 110.000 observaciones de esta estrella. [13] En su punto más brillante es visible a simple vista , y en su punto más oscuro se puede localizar con buenos binoculares . [13] En el cielo, está aproximadamente a 1 grado al noroeste del Cúmulo de patos salvajes (Messier 11). [13]
Las variables RV Tauri a menudo tienen curvas de luz algo irregulares, tanto en amplitud como en período, pero R Scuti es extrema. Tiene uno de los períodos más largos conocidos para una variable RV Tau, y la curva de luz tiene una serie de características inusuales: mínimos extremos ocasionales; paradas intermitentes con solo una pequeña variación errática que puede durar años; y períodos de cambios caóticos de brillo. [14] [15]
Propiedades
El espectro de R Scuti es peculiar, especialmente a temperaturas más frías cercanas a los mínimos. En mínimos profundos, gran parte del espectro corresponde a una supergigante K temprana, pero el espectro también desarrolla bandas de TiO más típicas de una estrella de clase M. [dieciséis]
El tipo espectral reconocido de G0Iae-K2p (M3) Ibe da una idea de las complejidades de esta estrella. Tanto el radio como la temperatura cambian, con el brillo máximo correspondiente a la temperatura máxima. El radio cambia de retraso y el tamaño más pequeño ocurre aproximadamente una cuarta parte del período después del brillo mínimo. [4]
El tipo de luminosidad espectral clasifica a R Sct como una supergigante, una supergigante brillante (clase Ia) cerca del máximo, pero en realidad se cree que es una estrella de baja masa altamente evolucionada y expandida, probablemente no más de 10,000 veces la luminosidad del sol incluso en su más brillante. La relación período-luminosidad para las cefeidas tipo II sugiere una luminosidad de 9300 L ☉ , similar a la derivación espectrofotométrica a 9400 L ☉ . [8] Otras derivaciones han producido valores mucho más bajos, pero a menudo hacen suposiciones poco realistas sobre la distancia basadas en un valor de paralaje de Hipparcos obsoleto. [8]
Se esperaría que una estrella post-AGB extrema mostrara cambios seculares medibles en su temperatura y período durante el tiempo en que R Scuti ha sido observado de cerca. En cambio, se observa una tasa de pérdida de masa relativamente baja con una atmósfera fría extendida y una temperatura y un período de variación bastante constantes. Una sugerencia es que R Scuti sigue siendo una estrella AGB de pulsación térmica, consistente con los niveles calculados de pérdida de masa. [9]
El estado evolutivo de R Scuti es incierto y las estimaciones de la masa varían enormemente. Se espera que las variables RV Tau como estrellas post-AGB tengan masas cercanas o inferiores a la del sol y esto se confirma para varias estrellas RV Tau en sistemas binarios. [17] Las estimaciones antiguas basadas simplemente en la clase de luminosidad supergigante dieron masas mucho más altas. [18]
Ver también
- Lista de estrellas variables
- Cefeida tipo II
Referencias
- ↑ a b Van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A y A ... 474..653V . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . S2CID 18759600 .
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- ^ a b Shenton, M .; Monier, R .; Evans, A .; Carter, B .; et al. (1994). "Observaciones de longitud de onda múltiple de estrellas RV Tauri III. R Scuti". Astronomía y Astrofísica . 287 : 866. Bibcode : 1994A & A ... 287..866S .
- ^ a b Ducati, JR (2002). "Catálogo de datos en línea de VizieR: catálogo de fotometría estelar en el sistema de 11 colores de Johnson". Colección CDS / ADC de Catálogos Electrónicos . 2237 : 0. Bibcode : 2002yCat.2237 .... 0D .
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- ^ Robert Burnham (1978). Manual celestial de Burnham: una guía del observador del Universo más allá del sistema solar . Nueva York: Publicaciones de Dover . ISBN 0486318036.
enlaces externos
- AAVSO: Vista rápida de las observaciones de AAVSO (obtenga estimaciones de magnitud recientes para R Sct)