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HD 3346

HD 3346 , también conocido como V428 Andromedae , es un sistema estelar binario [10] en la constelación norteña de Andrómeda . Es una estrella tenue pero visible a simple vista en condiciones de observación adecuadas, y tiene una magnitud visual aparente de 5,14. [4] La distancia a HD 3346 se puede determinar a partir de su cambio de paralaje anual de4,72  mas . [1] Esto produce un rango de aproximadamente 690 años luz (210 pársecs ). A esa distancia el brillo del sistema se ve disminuido por una extinción de magnitud 0,16 debido al polvo interestelar . [11] Se está acercando a la Tierra con una velocidad radial heliocéntrica de −33 km/s. [11]

Sistema binario

Se trata de un sistema binario espectroscópico de una sola línea con un período orbital de 576 días y una excentricidad de 0,3. El valor  a sin i para el primario es 5,1 ± 0,6 Gm (0,0341 ± 0,0040  AU ), donde a es el semieje mayor e i es la inclinación orbital (desconocida) . Proporciona un valor mínimo para el semieje mayor real. [5]

El componente visible es una estrella gigante roja y ha sido definida como una estrella estándar para la clasificación estelar de K6 IIIa. [3] Antes de eso, no existía un estándar espectral para los gigantes K6 y HD 3346 se había clasificado entre K5 III y M0 III. [12]

En 1996 se anunció que las variaciones en la velocidad radial de esta estrella eran mayores de lo esperado. Se propusieron dos compañeros en órbita para explicar esta variación, uno conocido desde 1985 con un período de unos 650 días y una masa mínima de unos 60  MJ , y un segundo con un período de unos 14-40 días y una masa mínima de alrededor de 10  MJ . [13] [14] La existencia de este segundo compañero, posiblemente planetario , nunca fue confirmada.

Variabilidad

V428 Andromedae es la designación de estrella variable para HD 3346. Es una variable semirregular de período corto (tipo SRS), [2] también llamada gigante roja pulsante de amplitud ultrapequeña. [15] Tiene una amplitud de sólo 0,065 magnitudes. [15] El período de pulsación principal es de 11,5 días, pero se han detectado otros períodos de 11, 15 y 22 días. [16] [15]

Referencias

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  2. ^ abcd NN Samus; OV Dúrlevich; et al. "V428 Y entrada de base de datos". Catálogo general combinado de estrellas variables (edición 2017). CDS . Consultado el 12 de noviembre de 2018 .
  3. ^ ab Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). "El catálogo de 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.
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  16. ^ Vidrio, ES; Van Leeuwen, F. (2007). "Variables semirregulares en la vecindad solar". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 378 (4): 1543-1549. arXiv : 0704.3150 . Código bibliográfico : 2007MNRAS.378.1543G. doi :10.1111/j.1365-2966.2007.11903.x. S2CID  14332208.

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