S Vulpeculae es una estrella ubicada en la constelación de Vulpecula . Una estrella supergigante , [9] tiene alrededor de 382 veces el diámetro del Sol. [7]
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
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Constelación | Vulpecula |
Ascensión recta | 19 h 48 m 23,8064 s [1] |
Declinación | 27 ° 17 ′ 11,4265 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 8,974 [2] (8,69 - 9,42 [3] ) |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | G0-K2 (M1) [4] |
Índice de color U − B | +1,3 - +2,0 [5] |
Índice de color B − V | +1,7 - +2,1 [5] |
Tipo variable | δ Cep [3] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | 0,0 ± 2 [6] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: −3,401 ± 0,058 [1] mas / año Dec .: −5,923 ± 0,059 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 0.3050 ± 0.0406 [1] mas |
Distancia | aprox. 11.000 ly (aprox. 3.300 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | −6,08 [2] |
Detalles [2] | |
Masa | 14,2 M ☉ |
Radio | 382 [7] R ☉ |
Luminosidad | 28,840 L ☉ |
Temperatura | 4.477 K |
Metalicidad [Fe / H] | −0,01 [8] dex |
Edad | 12,6 Myr |
Otras designaciones | |
S Vulpeculae, SAO 87743, HD 338867, BD + 26 ° 3674, AAVSO 1944 + 27 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Se sospechó por primera vez que S Vulpeculae variaba en brillo en 1836 y esto se confirmó en 1862. Una variable pulsante que crece y se encoge a medida que cambia de brillo, se ha clasificado de diversas maneras como una variable RV Tauri , una estrella variable semirregular o una cefeida. variable . [10] [4]
S Vulpeculae ahora se confirma como una variable cefeida clásica con uno de los períodos más largos conocidos a los 68 días, [2] aunque el período ha cambiado varias veces. [11] Como tal, también es una de las cefeidas más frías y luminosas, y se encuentra cerca de la zona donde se encuentran las estrellas variables semirregulares. La forma y amplitud de la curva de luz varía significativamente de un ciclo a otro y secularmente. La magnitud aparente oscila entre 8,69 y 9,42. [3] El espectro varía de G temprano a K tardío a medida que pulsa, con bandas de TiO típicas de una estrella M1 cuando la estrella está más fría. [4]
Referencias
- ^ a b c d e Brown, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). " Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta" . Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A & A ... 616A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
- ^ a b c d Turner, David G. (2014). "Hacia una determinación de parámetros definitivos para la cefeida S vulpeculae de período largo". Publicaciones astronómicas de Odessa . 26 : 115. arXiv : 1403.1968 . Código bibliográfico : 2013OAP .... 26..115T .
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- ^ Wilson, Ralph Elmer (1953). "Catálogo general de velocidades radiales estelares". Washington . Código Bibliográfico : 1953GCRV..C ...... 0W .
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- ^ Marsakov, VA; Koval ', VV; Kovtyukh, VV; Mishenina, televisión (2013). "Propiedades de la población de cefeidas clásicas en la galaxia". Cartas de astronomía . 39 (12): 851. Bibcode : 2013AstL ... 39..851M . doi : 10.1134 / S1063773713120050 . S2CID 119788977 .
- ^ Buscombe, W. (1974). "Supergigantes en la Vía Láctea". Perem. Zvezdy . 2 : 127. Bibcode : 1974PZP ..... 2..127B .
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- ^ Heiser, Arnold M. (1996). "Observaciones de BV de las cefeidas S vulpeculae de período largo" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 108 : 603. Código Bibliográfico : 1996PASP..108..603H . doi : 10.1086 / 133771 .