V Puppis
From Wikipedia, the free encyclopedia
Remove ads
Coordenaes: 
7h 58m 14.439s, -49° 14′ 41.695″
V Puppis (V Pup / HD 65818 / HR 3129)[8] ye un sistema estelar variable na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis. De magnitú aparente media +4,45, alcuéntrase a unos 1165 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Remove ads
Carauterístiques de les componentes
V Puppis ye una estrella binaria cercana formada por una estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral B1V y una subxigante de tipu B3IV. La primera d'elles, la más caliente con una temperatura de 28.200 K, ye tamién la más lluminosa del par, siendo la so lluminosidá 16.900 vegaes superior a la del Sol. 13 vegaes más masiva que'l Sol, el so radiu ye aproximao 5,5 vegaes más grande que'l radiu solar.
La estrella subxigante, con una temperatura de 26.600 K, relluma con una lluminosidá 7.940 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Con un radiu 4,2 vegaes más grande que'l del Sol, la masa d'esta segunda estrella ye incierta, pudiendo tar entendida ente 7,8 y 11 mases solares.[9]
Remove ads
Órbita del sistema
El periodu orbital del sistema, bien curtiu, ye de 1,4545 díes. La separación ente les componentes ye de namái 15 radios solares, polo que casi tán en contauto. Ello ye que la enorme fuercia de marea de la estrella mayor sobre la menor fai qu'ésta última enllene la so lóbulu de Roche, esistiendo tresferencia de masa dende la estrella subxigante escontra la so compañera de mayor tamañu. Coles mesmes, yá que la enclín de la órbita ye de 11º, produzse un eclís parcial cuando una de les estrelles transita per delantre de la otra; ésti ye más acusáu cuando la estrella más pequeña y fría pasa per delantre de la más grande y caliente. Sicasí, inclusive fuera del momentu de los eclises, el rellumu del sistema varia de cutio por cuenta de la distorsión producida poles fuercies de marea y la rotación estelar.[9]
Amás de tolo espuesto, un factor adicional fai d'esti sistema un casu singular. La observación de los eclises a lo llargo del tiempu amosó que la estrella binaria atopar n'órbita en redol a otra gran masa, con un periodu de 5,47 años. La masa d'esti tercer oxetu ye cimeru a 10,4 mases solares, siendo este una llende inferior al nun conocese l'enclín d'esta órbita. Les lleis de Kepler axudiquen una distancia de siquier 10 UA ente la estrella binaria y l'otru oxetu. Esti oxetu nun emite lluz, polo que se piensa que ye un furacu prietu, el remanente estelar de la estrella primaria d'un sistema estelar triple qu'esplotó como supernova.[10][9]
Remove ads
Ver tamién
Referencies
Wikiwand - on
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Remove ads