Tau Canis Majoris (τ CMa, τ Canis Majoris, 30 CMa) es un sistema de estrellas múltiples en la constelación de Canis Major . Se encuentra aproximadamente a 5.000 años luz de distancia de la Tierra y es el miembro más brillante del cúmulo abierto NGC 2362 .
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
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Constelación | Can Mayor |
Ascensión recta | 07 h 18 m 42.48642 s [1] |
Declinación | −24 ° 57 ′ 15,7413 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 4,40 [2] (4,89 + 5,33 + 9,70 [3] ) |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | O9II [4] (O9II + B0.5V + B0.5V [5] ) |
Índice de color U − B | −0,99 [2] |
Índice de color B − V | −0,15 [2] |
Tipo variable | β Lyr [6] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | +33,80 [7] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: −2,31 [1] mas / año Diciembre: 5,02 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 1.09 ± 0.59 [1] mas |
Distancia | 1,570 [8] pieza |
Magnitud absoluta (M V ) | −5,9 + −3,6 + −3,6 [5] |
Detalles | |
τ CMa Aa | |
Masa | 50 [9] M ☉ |
Radio | 19,8 [10] R ☉ |
Luminosidad | 280.000 [11] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 3,5 [10] cgs |
Temperatura | 32 000 [11] K |
τ CMa Ab1 | |
Masa | 17,8 [9] M ☉ |
τ CMa Ab2 | |
Masa | 17,8 [9] M ☉ |
Otras designaciones | |
30 Canis Majoris, HR 2782, HD 57061, CD −24 ° 5176, HIP 35415, SAO 173446, GC 9736, ADS 5977, CCDM 07187-2457 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Sistema
τ Canis Majoris se encuentra en el centro del cúmulo abierto muy joven NGC 2362 que contiene varios cientos de estrellas. Es, con mucho, el miembro más brillante del grupo y el único que se ha alejado de la secuencia principal. John Herschel catalogó varias estrellas como compañeras: el componente B es una estrella de décima magnitud a 8,6 segundos de arco de distancia; el componente C es una estrella de magnitud 14 a 14,2 segundos de arco de distancia; y el componente D es una estrella de octava magnitud a 85 segundos de arco. [3] [12] Se cree que todas estas estrellas son miembros de la secuencia principal de NGC 2362. Se ha sugerido un período de 94.000 años para el par AB asumiendo que están unidas gravitacionalmente. [13]
En 1951, el componente A se resolvió en un doble separado por sólo 0,15 ", con un período orbital estimado de 250 años. [14] El catálogo de Washington Double Star enumera el par como magnitud 4.89 Aa y magnitud 5.33 Ab, [3] pero el CCDM designa los componentes como A y P. [15] En 2010 se descubrió un componente E de décima magnitud. Está a menos de 1 "del componente principal de cuarta magnitud. [dieciséis]
El componente primario A es en sí mismo un binario espectroscópico con un período de 154,918 días. La velocidad radial variable fue descubierta en 1906 y la primera órbita publicada en 1928. [17] Más recientemente, los datos del satélite Hipparcos revelaron la existencia de un binario eclipsante de 1.282 días dentro del sistema, con dos mínimos iguales donde el brillo se reduce a la mitad de un magnitud. [5] El par eclipsante de período corto es el componente más débil de los dos binarios espectroscópicos de período más largo, formando una estrella triple inusual con el componente más masivo orbitando el par de estrellas más pequeñas. [9] Estas tres estrellas se denominan Aa, Ab1 y Ab2, y no deben confundirse con la estrella visible más débil a 0,15 segundos de arco de distancia. [15]
UW Canis Majoris es otra estrella de cuarta magnitud a menos de medio grado de distancia, y es en sí misma un sistema binario eclipsante asociado con NGC 2362. Se ha catalogado como τ 2 CMa, pero ese nombre ahora rara vez se usa. [18]
Propiedades
τ Canis Majoris aparece como una supergigante de clase O a una distancia de 5.000 años luz dentro del cúmulo abierto NGC 2362, pero este está compuesto por múltiples estrellas. Las propiedades de los componentes menores del sistema τ CMa son poco conocidas. Se ha descrito que el componente D tiene el tipo espectral B2V, pero esto es incierto. [13] Los brillos relativos de los tres componentes espectroscópicos se han calculado a partir de los eclipses y el movimiento orbital. El espectro, la masa y la luminosidad están dominados por el componente Aa, que ahora se considera un gigante brillante O9. Se cree que tiene una masa de alrededor de 50 M ☉ , una temperatura de 32.000 K y una luminosidad de 280.000 L ☉ . Las dos estrellas eclipsantes son estrellas de secuencia principal de clase B casi idénticas con masas de alrededor de 18 M ☉ .
Esta estrella a veces es conocida como la 'Estrella Saltadora Mexicana' por los astrónomos aficionados, porque puede parecer que 'salta' con respecto a las otras estrellas del cúmulo debido a su marcado contraste de brillo. [19]
Referencias
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enlaces externos
- La estrella saltadora mexicana