HIP 112312
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
editarWW 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
editarTX 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
editarEl 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
editarReferencias
editar- ↑ V* WW PsA -- Variable of BY Dra type (SIMBAD)
- ↑ 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.
- ↑ a b McCarthy, Kyle; White, Russel J. (2012). «The Sizes of the Nearest Young Stars». The Astronomical Journal 143 (6). id. 134.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ a b WW PsA (General Catalogue of Variable Stars)
- ↑ V* TX PsA -- Flare Star (SIMBAD)
- ↑ TX PsA (General Catalogue of Variable Stars)
- ↑ Members of bPMG (SIMBAD)
Datos: Q5890674
