La Superba
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La Superba
Constelación de Canes Venatici map.svg
Localización de Y Canum Venaticorum
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
      
ConstelaciónBastones Venatici
Ascensión recta12 h 45 m 07,83 s [1]
Declinación+ 45 ° 26 ′ 24,92 ″ [1]
Magnitud aparente  (V)+4,86 a +7,32 [2]
Caracteristicas
Etapa evolutivaRama gigante asintótica
Tipo espectralC5 4 J (N3) [3]
Índice de color U − B6.62 [4]
Índice de color B − V2.54 [4]
Índice de color V-R1,75 [5]
Índice de color R − I1,38 [5]
Tipo variableSRb [3]
Astrometria
Velocidad radial (R v )15,30 [6]  km / s
Movimiento adecuado (μ) RA:  −2,675 [7]  mas / año
Diciembre:  14,783 [7]  mas / año
Paralaje (π)4,3115 ± 0,2425 [7]  mas
Distancia760 ± 40  ly
(230 ± 10  pc )
Magnitud absoluta  (M V )−1,203 [8]
Detalles
Masa1,6 [9]  M ☉
Radio352 [9]  R ☉
Luminosidad6.200 [9]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )−0,121 [10]  cgs
Temperatura2760 [9] (2600 - 3200) [11]  K
Otras designaciones
La Superba, [12] Y Canum Venaticorum, HR  4846, HD  110914, BD + 46 ° 1817, FK5  1327, HIP  62223, SAO  44317, GC  17342, 152  Schjellerup [13]
Referencias de la base de datos
SIMBADdatos

La Superba ( Y CVn , Y Canum Venaticorum ) es una estrella gigante sorprendentemente roja en la constelación de Canes Venatici . Es una estrella de carbono y variable semirregular .

Visibilidad

Y Canum Venaticorum en luz óptica

La Superba es una estrella variable semirregular , que varía aproximadamente en una magnitud durante un ciclo de aproximadamente 160 días, pero con una variación más lenta en un rango más amplio. Se han sugerido períodos de 194 y 186 días, con una resonancia entre los períodos. [11]

Y CVn es una de las estrellas más rojas conocidas, y se encuentra entre las más brillantes de las estrellas gigantes de carbono rojo . Es la más brillante de las estrellas J conocidas , que son una categoría muy rara de estrellas de carbono que contienen grandes cantidades de carbono-13 (átomos de carbono con 7 neutrones en lugar de los 6 habituales). El astrónomo del siglo XIX Angelo Secchi , impresionado por su belleza, le dio a la estrella su nombre común, [12] que ahora es aceptado por la Unión Astronómica Internacional . [14]

Propiedades

Curva de luz Y Canum Venaticorum, incluidas mediciones fotoeléctricas RGB

El diámetro angular de La Superba se ha medido a 13,81  mas . [15] Se espera que sea pulsante, pero esto no se ha visto en las mediciones. A230  pc , esto corresponde a un radio de 1,59 unidades astronómicas (342  R ☉ ). [a] Si se colocara en la posición del Sol, la superficie de la estrella se extendería más allá de la órbita de Marte .

Se cree que la temperatura de La Superba es aproximadamente2.760  K , lo que la convierte en una de las estrellas verdaderas más frías que se conocen. Es levemente visible a simple vista y el color rojo es muy obvio con los prismáticos. [12] Cuando se incluye la radiación infrarroja , Y CVn tiene una luminosidad bolométrica varios miles de veces la del Sol. La masa de este tipo de estrellas es difícil de determinar; inicialmente habría sido de alrededor de 3  M ☉ y algo menos ahora debido a la pérdida de masa. Una estimación de Jim Kaler le da a la estrella una luminosidad entre 22,000 y 87,000  L ☉ y un radio entre 557 y 1,092  R ☉basado en una temperatura asumida de 3.000 K, y el autor luego la clasificó como una estrella supergigante C7 o CN5 , aunque su masa es demasiado baja para ser una verdadera supergigante. [dieciséis]

Las observaciones en las bandas infrarrojas de 60 y 100 micrones realizadas por el satélite IRAS mostraron que Y CVn está rodeado por una capa de polvo de 0,9 parsecs de diámetro.[17] Esta es una de las capas de polvo circunestelar más prominentes detectadas en el estudio IRAS de todo el cielo.

Evolución

Y CVn y simulación de Celestia

Después de que las estrellas de hasta unas pocas veces la masa del sol hayan terminado de fusionar hidrógeno con helio en su núcleo, comienzan a quemar hidrógeno en una capa fuera de un núcleo de helio degenerado y se expanden dramáticamente hacia el estado de gigante roja . Una vez que el núcleo alcanza una temperatura lo suficientemente alta, se enciende violentamente en el destello de helio , que comienza a arder el núcleo de helio en la rama horizontal . Una vez que se agota incluso el helio del núcleo, queda un núcleo de carbono-oxígeno degenerado. La fusión continúa en las capas de hidrógeno y helio a diferentes profundidades de la estrella, y la estrella aumenta la luminosidad en la rama gigante asintótica.(AGB). La Superba es actualmente una estrella AGB.

En las estrellas AGB, los productos de fusión se mueven hacia afuera desde el núcleo mediante una fuerte convección profunda conocida como dragado , creando así una abundancia de carbono en la atmósfera exterior donde se forman el monóxido de carbono y otros compuestos . Estas moléculas tienden a absorber radiación en longitudes de onda más cortas, lo que da como resultado un espectro con menos azul y violeta en comparación con los gigantes rojos ordinarios, lo que le da a la estrella su distinguido color rojo. [18]

Lo más probable es que La Superba se encuentre en las etapas finales de fusionar su combustible secundario restante (helio) en carbono y arrojar su masa a una velocidad de aproximadamente un millón de veces la del viento solar del Sol . También está rodeado por un caparazón de material previamente expulsado de 2,5 años luz de ancho, lo que implica que en un momento debió haber estado perdiendo masa hasta 50 veces más rápido de lo que es ahora. La Superba parece así casi lista para expulsar sus capas externas para formar una nebulosa planetaria , dejando atrás su núcleo en forma de enana blanca . [19]

Notas

  1. ^ 230 pc * sin (13,81 milisegundos de arco) = 1,59 AU

Referencias

  1. ↑ 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 .
  2. ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus + 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B / GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat .... 102025S . 1 : 02025. Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
  3. ^ a b Shenavrin, VI; Taranova, OG; Nadzhip, AE (2011). "Búsqueda y estudio de envolturas de polvo circunestelar caliente". Informes de astronomía . 55 (1): 31–81. Bibcode : 2011ARep ... 55 ... 31S . doi : 10.1134 / S1063772911010070 . S2CID 122700080 . 
  4. ↑ 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 .
  5. ^ a b Y CVn
  6. ^ Gontcharov, GA (2006). "Compilación de Pulkovo de velocidades radiales para 35 495 estrellas Hipparcos en un sistema común". Cartas de astronomía . 32 (11): 759–771. arXiv : 1606.08053 . Código Bibliográfico : 2006AstL ... 32..759G . doi : 10.1134 / S1063773706110065 . S2CID 119231169 . 
  7. ^ a b c Marrón, 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 .
  8. ^ Gontcharov, GA (2017). "Catálogo de datos en línea de VizieR: rama gigante roja Tycho-2 y estrellas de carbono (Gontcharov, 2011)". Catálogo de datos en línea de VizieR . Código bibliográfico : 2017yCat..90370769G .
  9. ^ a b c d Tranvía, LN; Lesaffre, P .; Cabrit, S .; Nhung, PT (2018). "Química del arco-choque en el medio interestelar". arXiv : 1808.01439 [ astro-ph.SR ].
  10. ^ McDonald, I .; Zijlstra, AA; Watson, RA (2017). "Parámetros fundamentales y excesos infrarrojos de las estrellas Tycho-Gaia". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 471 (1): 770–791. arXiv : 1706.02208 . Código bibliográfico : 2017MNRAS.471..770M . doi : 10.1093 / mnras / stx1433 . S2CID 73594365 . 
  11. ↑ a b Neilson, Hilding R .; Ignace, Richard; Smith, Beverly J .; Henson, Gary; Adams, Alyssa M. (2014). "Evidencia de un choque de cola y arco similar a Mira sobre la variable semirregular V CVn de cuatro décadas de medidas de polarización". Astronomía y Astrofísica . 568 : A88. arXiv : 1407,5644 . Bibcode : 2014A & A ... 568A..88N . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201424037 . S2CID 56232181 . 
  12. ^ a b c "50 objetos de cielo profundo para binoculares de 50 mm" . Astronomía binocular . Serie de astronomía práctica de Patrick Moore. 2007. págs. 107-156. doi : 10.1007 / 978-1-84628-788-6_9 . ISBN 978-1-84628-308-6.
  13. ^ McCarthy, MF (1994). "Angelo Secchi y el descubrimiento de las estrellas de carbono". El proceso MK a los 50 años. Una herramienta poderosa para la percepción astrofísica Serie de conferencias de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 60 : 224. Bibcode : 1994ASPC ... 60..224M .
  14. ^ "Unión Astronómica Internacional | IAU" .
  15. ^ Quirrenbach, A .; Mozurkewich, D .; Hummel, CA; Buscher, DF; Armstrong, JT (1994). "Diámetros angulares de las estrellas de carbono UU Aurigae, Y Canum Venaticorum y TX PISCIUM a partir de interferometría óptica de línea de base larga". Astronomía y Astrofísica . 285 : 541. Bibcode : 1994A & A ... 285..541Q .
  16. ^ Jim Kaler. "La Superba" . Consultado el 21 de noviembre de 2015 .
  17. ^ Young, K .; Phillips, TG; Knapp, GR (1993). "Conchas circunestelares resueltas en datos de encuesta IRAS. II. Análisis". El diario astrofísico . 409 : 725–738. Código bibliográfico : 1993ApJ ... 409..725Y . doi : 10.1086 / 172702 .
  18. ↑ Abia, C .; Domínguez, I .; Gallino, R .; Busso, M .; Masera, S .; Straniero, O .; De Laverny, P .; Plez, B .; Isern, J. (2002). "Nucleosíntesis de proceso S en estrellas de carbono". El diario astrofísico . 579 (2): 817–831. arXiv : astro-ph / 0207245 . Código Bibliográfico : 2002ApJ ... 579..817A . doi : 10.1086 / 342924 . S2CID 15427160 . 
  19. ^ Libert, Y .; Gérard, E .; Le Bertre, T. (2007). "La formación de un caparazón desprendido alrededor de la estrella de carbono Y CVn". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 380 (3): 1161. arXiv : 0706.4211 . Código Bibliográfico : 2007MNRAS.380.1161L . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12154.x . S2CID 18486304 . 

enlaces externos

  • https://web.archive.org/web/20051025230148/http://www.nckas.org/carbonstars/
  • http://www.backyard-astro.com/deepsky/top100/11.html
  • http://jumk.de/astronomie/big-stars/la-superba.shtml
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