BI Canum Venaticorum

De Wikipedia
Saltar a navegación Saltar a la gueta
BI Canum Venaticorum
BI Canum Venaticorum A/B
Constelación Canes Venatici
Ascensión reuta α 13h 03min 16,41s
Declinación δ +36º 37’ 00,6’’
Distancia 782 años lluz (aprox)
Magnitú visual +10,36 (conxunta)
Magnitú absoluta +3,46 (conxunta)
Lluminosidá 2,2 / 1 soles
Temperatura 6700 / 6720 K
Masa 1,59 / 0,65 soles
Radiu 1,37 / 0,92 soles
Tipu espectral F8 (conxuntu)
Velocidá radial -5,30 km/s

BI Canum Venaticorum (BI CVn / HIP 63701 / BD+37 2356)[1] ye un sistema estelar na constelación de Canes Venatici de magnitú aparente media +10,36. Alcuéntrase a 782 años lluz del Sistema Solar.

Carauterístiques del sistema[editar | editar la fonte]

BI Canum Venaticorum ye una estrella binaria de contauto, lo qu'implica les dos estrelles —al tar mui cerca la una de la otra— comparten les sos capes esteriores de gas. El so tipu espectral conxuntu ye F8.

La componente principal tien una temperatura efectivo de 6700 K, la so masa ye un 59% mayor que la masa solar y el so radiu ye un 37% más grande qu'el del Sol. Contribúi col 68% del total de la lluminosidá del sistema. La componente secundaria tien el 41% de la masa del so acompañante, lo qu'equival a 0,65 mases solares. Con una temperatura de 6720 K —anque otru estudiu señala una temperatura inferior de 6684 K—,[2] tien un radiu llixeramente inferior al radiu solar.[3] El periodu orbital del sistema ye de 0,3842 díes (9,22 hores) y el so grau de contautu ye del 18%.[2]

Variabilidá[editar | editar la fonte]

La variabilidá de BI Canum Venaticorum afayóse en 1955 por Kippenhahn. Darréu catalogada como variable W Ursae Majoris, el rellumu de BI Canum Venaticorum fluctúa ente magnitú aparente +10,26 y +10,71.[2] Constatóse qu'el periodu escai a lo llargo del tiempu, siendo esta variación de 1,51×10-7 díes per añu. Esti amenorgamientu atribuyir a dos mecanismos: de primeres, a la tresferencia de masa dende la estrella primaria a la secundaria, y en segundu llugar a la perda de momentu angular por «frenáu» magnéticu. Coles mesmes, l'asimetría na curva de lluz del sistema paez tar causada pola esistencia de manches escuros na superficie de dambes estrelles.[3]

El periodu de BI Canum Venaticorum tamién varia a lo llargo d'un ciclu de 27,0 años, lo que puede debese a la presencia d'un tercer oxetu nel sistema. Dichu oxetu completaría una órbita alredor de la binaria de contautu cada 27 años y el so enclín orbital ten de tar próxima a los 90º. La so masa ye de siquier 0,58 mases solares, polo que cabría esperar que fuera una nana colorada. En dichu supuestu, la contribución de la tercer estrella al total de lluz del sistema sería más importante en llonxitúes d'onda llargues; sicasí, asocede xustu lo contrario, lo que llevó a pensar que la tercera componente pueda ser un oxetu compactu, como por casu una nana blanca.[3]

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. V* BI CVn -- Eclipsing binary (SIMBAD)
  2. 2,0 2,1 2,2 Pribulla, T.; Kreiner, J. M.; Tremko, J.. «Catalogue of the field contact binary stars». Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso 33 (1). pp. 38-70 (Tabla consultada en CDS). http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2003CoSka..33...38P&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  3. 3,0 3,1 3,2 Qian, S.-B.; He, J.-J.; Liu, L.; Zhu, L.-Y.; Liao, W. P.. «A New Photometric Investigation of the W UMa-Type Binary BI CVn». The Astronomical Journal 136 (6). pp. 2493-2501. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008AJ....136.2493Q&db_key=AST&nosetcookie=1.