HIP 112312

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HIP 112312 es una estrella binaria encuadrada en la constelación del Pez Austral a 76 años luz del sistema solar. Está compuesta por dos estrellas variables, WW Piscis Austrini, de magnitud aparente +12,10, y TX Piscis Austrini, de magnitud +13,36. La separación visual entre ambas es de 35,5 segundos de arco.

WW Piscis Austrini
Datos de observación
(Época J2000.0)
Constelación Piscis Austrinus
Ascensión recta (α) 22h 44min 57,97s
Declinación (δ) -33º 15’ 01,7’’
Mag. aparente (V) +12,10
Características físicas
Clasificación estelar M4IVe
Masa solar 0,31 M
Radio (1,0 R)
Magnitud absoluta +10,29
Luminosidad 0,075 L
Temperatura superficial 3391 K
Periodo de rotación 2,37 días
Variabilidad BY Draconis
Estrella fulgurante
Edad ~ 106 años
Astrometría
Velocidad radial 2,2 km/s
Distancia 76 años luz
Paralaje 42,84 ± 3,61 mas
Sistema
N.º de componentes 2 (ver debajo)
Referencias
SIMBAD enlace
Otras designaciones
GJ 871.1 A / CD-33 16206 / LTT 9174 / GSC 07501-00987

WW Piscis Austrini

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WW Piscis Austrini (WW PsA) es una estrella presecuencia principal —implicando que está en la fase evolutiva previa a su entrada en la secuencia principal— de tipo espectral M4IVe.[1]​ Tiene una temperatura superficial de 3391 K[2]​ —3150 K según otro estudio— y es muy poco luminosa en comparación al Sol, siendo su luminosidad equivalente al 7,5% de la luminosidad solar.[3]​ Pese a que su masa apenas alcanza el 31% de la masa solar,[4]​ su radio es igual al del Sol, consecuencia de su temprano estado evolutivo. Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 12,1 km/s, siendo su período de rotación de 2,37 días.[5]

WW Piscis Austrini es una variable BY Draconis además de una estrella fulgurante.[6]​ Las estrellas fulgurantes despiden llamaradas que conllevan un aumento brusco e impredecible en su luminosidad, incremento que tiene lugar en todo el espectro electromagnético, desde rayos X a ondas de radio. Dichas erupciones tienen entre unos minutos y unas pocas horas de duración. UV Ceti, EV Lacertae o la conocida Próxima Centauri son estrellas de este tipo. La amplitud de la variación de brillo de WW Piscis Austrini es de 0,35 magnitudes.[6]

TX Piscis Austrini
Datos de observación
(Época J2000.0)
Constelación Piscis Austrinus
Ascensión recta (α) 22h 45min 00,05s
Declinación (δ) -33º 15’ 25,8’’
Mag. aparente (V) +13,36
Características físicas
Clasificación estelar M5IVe
Masa solar 0,17 M
Radio (0,8 R)
Magnitud absoluta +11,55
Luminosidad 0,032 L
Temperatura superficial 3316 K
Variabilidad Estrella fulgurante
Edad ~ 106 años
Astrometría
Velocidad radial 2,4 km/s
Distancia 76 años luz
Sistema
N.º de componentes 2 (ver arriba)
Referencias
SIMBAD enlace
Otras designaciones
GJ 871.1 B / L 574-61 / LTT 9175

TX Piscis Austrini

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TX Piscis Austrini (TX PsA) es, igualmente, una estrella presecuencia principal roja pero de tipo espectral M5IVe.[7]​ Tiene una temperatura superficial de 3316 K[2]​ —3000 K según otro estudio— y su luminosidad es la mitad de la de su acompañante, igual al 3,2% de la luminosidad solar.[3]​ Su masa es igual al 17% de la masa solar[4]​ y su radio es en torno a un 20% más pequeño que el de WW Piscis Austrini.[2]​ Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación de 17 km/s.[5]

TX Piscis Austrini es asimismo una estrella fulgurante cuyo brillo varía 0,04 magnitudes.[8]

Pertenencia a la Asociación estelar de Beta Pictoris

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El sistema forma parte de la Asociación estelar de Beta Pictoris, cuya edad aproximada es de solo 10 o 12 millones de años.[5]​ Además de β Pictoris, que da nombre a la asociación, otros miembros de la misma son AU Microscopii, AT Microscopii y V1005 Orionis.[9]

Véase también

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Referencias

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  1. V* WW PsA -- Variable of BY Dra type (SIMBAD)
  2. a b c da Silva, L.; Torres, C. A. O.; de La Reza, R.; Quast, G. R.; Melo, C. H. F.; Sterzik, M. F. (2009). «Search for associations containing young stars (SACY). III. Ages and Li abundances». Astronomy and Astrophysics 508 (2). 833-839. 
  3. a b McCarthy, Kyle; White, Russel J. (2012). «The Sizes of the Nearest Young Stars». The Astronomical Journal 143 (6). id. 134. 
  4. a b Evans, T. M.; Ireland, M. J.; Kraus, A. L.; Martinache, F.; Stewart, P.; Tuthill, P. G.; Lacour, S.; Carpenter, J. M.; Hillenbrand, L. A. (2011). «Mapping the Shores of the Brown Dwarf Desert. III. Young Moving Groups». The Astrophysical Journal 744 (2). id. 1320. 
  5. a b c Messina, S.; Desidera, S.; Turatto, M.; Lanzafame, A. C.; Guinan, E. F. (2010). «RACE-OC project: Rotation and variability of young stellar associations within 100 pc». Astronomy and Astrophysics 520. A15. 
  6. a b WW PsA (General Catalogue of Variable Stars)
  7. V* TX PsA -- Flare Star (SIMBAD)
  8. TX PsA (General Catalogue of Variable Stars)
  9. Members of bPMG (SIMBAD)