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RW Cisne

RW Cygni es una estrella variable semirregular en la constelación de Cygnus , aproximadamente un grado al este de γ Cygni , de segunda magnitud . Su magnitud aparente varía entre 8,05 y 9,70 y su tipo espectral entre M3 y M4.

Distancia

La paralaje de Gaia Data Release 2 para RW Cyg es0,4602 ± 0,0897  mas o una distancia de alrededor de2,2  kpc . [1] Se supone que RW Cygni es miembro de la asociación estelar Cygnus OB9 y, por lo tanto, se encuentra a unos 3600 años luz del Sistema Solar . [5] [8] Observaciones más recientes basadas en los paralajes de estrellas OB vecinas dan a RW Cygni una distancia de1,62  kpc . [4]

Propiedades

RW Cygni es una supergigante roja luminosa con una luminosidad bolométrica de más de 100.000  L ☉ . [9] [5] Su tipo espectral se da en el Catálogo General de Estrellas Variables como M2-4Ia-Iab, cubriendo el rango de valores publicados previamente. Se ha definido como una estrella estándar para la clasificación espectral MK de M3-M4Ia-Iab. [3] En 2005, la temperatura efectiva se calculó directamente en 3.600 K, dando un radio de 980  R ☉ . [5] Un cálculo alternativo da una temperatura más alta de 3.920 K y un radio correspondientemente más bajo de 680  R ☉ . [9] Una medición más nueva basada en su diámetro angular (5,09  mas ) y su paralaje de Gaia Data Release 2 le otorga un radio mayor de 1100  R ☉ , [6] lo que convertiría a RW Cygni en una de las estrellas más grandes conocidas . Usando la cifra más conservadora, si se colocara en el centro del Sistema Solar , se extendería más allá de la órbita de Marte y dentro del cinturón de asteroides .

Curva de luz para RW Cygni, trazada a partir de datos de Hipparcos [10]

Se ha estimado que la masa inicial de RW Cygni, a partir de su posición relativa a las trayectorias evolutivas estelares teóricas , es de alrededor de 20  M ☉ . [9] Las observaciones de su atmósfera sugieren que está perdiendo masa a un ritmo de3,2 × 10 −6  M ☉ por año. [11]

RW Cygni está clasificada como una estrella variable semirregular . Se le asigna el subtipo SRc, lo que indica que es una supergigante fría. [2] Su brillo varía entre extremos de magnitud +8,0 y +9,5 con un período de580 ± 80  d . No se ha detectado un período secundario largo. [12]

Véase también

Referencias

  1. ^ abcdefg Marrón, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de 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 Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  2. ^ abc 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 . Código Bibliográfico :2009yCat....102025S.
  3. ^ ab Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). "El catálogo Perkins de tipos MK revisados ​​para las estrellas más frías". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 71 : 245. Código Bibliográfico : 1989ApJS...71..245K. doi : 10.1086/191373. S2CID  123149047.
  4. ^ abc Davies, Ben; Beasor, Emma R. (marzo de 2020). "El 'problema de las supergigantes rojas': el límite superior de luminosidad de los progenitores de supernovas de tipo II". MNRAS . 493 (1): 468–476. arXiv : 2001.06020 . Código Bibliográfico :2020MNRAS.493..468D. doi : 10.1093/mnras/staa174 . S2CID  210714093.
  5. ^ abcd Levesque, Emily M. ; Massey, Philip; Olsen, KAG; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). "La escala de temperatura efectiva de las supergigantes rojas galácticas: frías, pero no tan frías como pensábamos". The Astrophysical Journal . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph/0504337 . Código Bibliográfico :2005ApJ...628..973L. doi :10.1086/430901. S2CID  15109583.
  6. ^ ab Norris, Ryan (1 de marzo de 2021). Un estudio de imágenes interferométricas de estrellas supergigantes rojas . Código Bibliográfico : 2021csss.confE.263N. doi : 10.5281/zenodo.4567641.
  7. ^ Norris, Ryan P. (2019). Ver estrellas como nunca antes: un estudio de imágenes interferométricas a largo plazo de supergigantes rojas (PDF) (PhD). Universidad Estatal de Georgia .
  8. ^ Famaey, B.; Jorissen, A.; Luri, X.; Mayor, M.; Udry, S.; Dejonghe, H.; Turon, C. (2005). "Cinética local de gigantes K y M a partir de datos de CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2. Revisitando el concepto de supercúmulos". Astronomía y Astrofísica . 405 : 165. arXiv : astro-ph/0409579 . Bibcode :2005A&A...430..165F. doi :10.1051/0004-6361:20041272. S2CID  17804304.
  9. ^ abc Josselin, E.; Plez, B. (2007). "Dinámica atmosférica y el proceso de pérdida de masa en estrellas supergigantes rojas". Astronomía y Astrofísica . 469 (2): 671. arXiv : 0705.0266 . Bibcode :2007A&A...469..671J. doi :10.1051/0004-6361:20066353. S2CID  17789027.
  10. ^ "Acceso interactivo a datos de herramientas Hipparcos". Hipparcos . ESA . Consultado el 8 de diciembre de 2021 .
  11. ^ Mauron, N.; Josselin, E. (2011). "Las tasas de pérdida de masa de las supergigantes rojas y la prescripción de De Jager". Astronomía y Astrofísica . 526 : A156. arXiv : 1010.5369 . Bibcode :2011A&A...526A.156M. doi :10.1051/0004-6361/201013993. S2CID  119276502.
  12. ^ Kiss, LL; Szabó, Gy. M.; Beding, TR (2006). "Variabilidad en estrellas supergigantes rojas: pulsaciones, largos periodos secundarios y ruido de convección". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 372 (4): 1721–1734. arXiv : astro-ph/0608438 . Bibcode :2006MNRAS.372.1721K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x . S2CID  5203133.