| R Trianguli Australis | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Constelación | Triangulum Australe | |
| Ascensión recta (α) | 15h 19min 45,71s | |
| Declinación (δ) | -66° 29’ 45,7’’ | |
| Mag. aparente (V) | +6,74 (media) | |
| Características físicas | ||
| Clasificación estelar | F7Ib/II | |
| Masa solar | 2,4 M☉ | |
| Radio | (25,3 R☉) | |
| Magnitud absoluta | -2,74 | |
| Gravedad superficial | 3,8 (log g) | |
| Luminosidad | 970 L☉ | |
| Temperatura superficial | 6121 K | |
| Metalicidad | [Fe/H] = +0,06 | |
| Variabilidad | Cefeida | |
| Periodo de oscilación | 3,3893 días | |
| Astrometría | ||
| Velocidad radial | -3,81 km/s | |
| Distancia | 1960 años luz (601 pc) | |
| Paralaje | 0,93 ± 0,74 mas | |
| Referencias | ||
| SIMBAD | enlace | |
| Otras designaciones | ||
| HD 135592 / HIP 75018 / SAO 253107 / CD-66 1728 | ||
R Trianguli Australis (R TrA)[1] es una estrella variable en la constelación de Triangulum Australe. Se encuentra a 601 pársecs (1960 años luz) del sistema solar.[2]
R Trianguli Australis es una variable cefeida cuyo brillo oscila entre magnitud aparente +6,33 y +7,00 a lo largo de un período de 3,3893 días. Este es uno de los más cortos entre las cefeidas, y son muy pocas —entre ellas BP Circini y LR Trianguli— las que tienen un período más corto. Además se ha detectado que dicho período se incrementa con el tiempo a razón de 0,23 segundos por año.[3] De tipo espectral medio F7Ib/II,[1] su temperatura efectiva es de 6121 K.[2] Tiene un radio 25,3 veces más grande que el radio solar —menos de la mitad del de otras conocidas cefeidas como Mekbuda (ζ Geminorum), β Doradus o W Sagittarii— y gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 15 km/s.[4] Posee una masa estimada 2,4 veces mayor que la del Sol y pierde masa estelar a un ritmo aproximado de 3 × 10-9 masas solares por año.[3]
R Trianguli Australis presenta un contenido metálico es similar al solar, con un índice de metalicidad [Fe/H] = +0,06. En cuanto a otros elementos evaluados, muestra cierta sobreabundancia de azufre y nitrógeno; en el otro extremo, su abundancia relativa de praseodimio es menos de la mitad de la encontrada en el Sol ([Pr/H] = -0,33).[2]
Véase también
Referencias
- ↑ a b V* R TrA -- Classical Cepheid (delta Cep type) (SIMBAD)
- ↑ a b c Luck, R. E.; Andrievsky, S. M.; Kovtyukh, V. V.; Gieren, W.; Graczyk, D. (2011). «The Distribution of the Elements in the Galactic Disk. II. Azimuthal and Radial Variation in Abundances from Cepheids». The Astronomical Journal 142 (2). 51.
- ↑ a b Neilson, Hilding R.; Lester, John B. (2008). «On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation». The Astrophysical Journal 684 (1). pp. 569-587.
- ↑ Nardetto, N.; Mourard, D.; Kervella, P.; Mathias, Ph.; Mérand, A.; Bersier, D. (2006). «High resolution spectroscopy for Cepheids distance determination. I. Line asymmetry». Astronomy and Astrophysics 453 (1). pp. 309-319.
Datos: Q6095903