CSS 41177

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CSS 41177
Ficha d'oxetu celesteCSS 41177
Datos d'observación
Ascensión reuta (α) 151,49631245004 °[1]
Declinación (δ) 22,825642684352 °[1]
Distancia a la Tierra 350 pc
Magnitú aparente (V) 17,4785 (G band (en) Traducir)
17,306 (u band (en) Traducir)
17,266 (g band (en) Traducir)
17,616 (r band (en) Traducir)
17,906 (i band (en) Traducir)
18,146 (z band (en) Traducir)
Constelación Lleo
Desplazamientu al bermeyu 0,00024[4]
Velocidá radial 72 km/s[4]
Parallax 1,8212 mas[1]
Otros nomes
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Coordenaes: Sky map 10h 5m 59.115s, 22° 49 32.314


CSS 41177 (SDSS J100559.10+224932.2) ye un sistema binariu de magnitú aparente +17,3. Ta asitiáu na constelación de Lleo a pocu más d'un grau de la variable RR Leonis. Alcuéntrase a más de 351 pársecs (1140 años lluz) del Sistema Solar.[5]

CSS 41177 ye un sistema formáu por dos nanes blanques que'l so periodu orbital ye de 2,78 hores. Conócense pocu más de 50 sistemes binarios cercanos d'esta clase —onde los dos componentes tópense bien próximes ente sigo— y amás CSS 41177 ye, xunto a NLTT 11748, el segundu sistema d'esti tipu onde de reparó qu'una de les componentes clisa a la otra. Les componentes del sistema tienen una temperatura efectivo de 21.100 ± 800 K y 10.500 ± 500 K respeutivamente. Tienen aproximao la mesma masa —0,28 y 0,27 mases solares— y, como cabo esperar nesti tipu d'oxetos, son de bien pequeñu tamañu. La más grande tien un radiu de 0,0210 radios solares —pocu más del doble del radiu terrestre— y el so acompañante de 0,0174 radios solares.[6]

Lo inusual del sistema ye que dambes nanes blanques tán formaes nel so mayor parte por heliu. Polo xeneral, les nanes blanques tienen nucleos inertes de carbonu y oxíxenu formaos mientres la evolución estelar, polo que les Estrelles binaries#Nanes blanques d'heliu nanes blanques d'heliu son un signu seguru de que la estrella tuvo sometida a dalgún tipu de perda de masa estrema en dalgún momentu de la so vida. Dos remanentes estelares d'esti tipu nun mesmu sistema implica que dambes estrelles vivieron un pasáu mutuamente destructivu. Piénsase que la estrella más masiva del par evolucionó enantes tresformándose nuna xigante colorada, siendo la so envoltura esterna d'hidróxenu arrancada pola so compañera estelar. Por ello, nunca llegó a fundir el so heliu y permaneció como una nana blanca d'heliu. Cuando la segunda estrella empezó a espandise, la primer estrella arrampuñó-y el so capa esterna d'hidróxenu; sicasí, yá que esta postrera yera yá una nana blanca, nun pudo fundir el material recién adquiríu. Créese qu'aquel hidróxenu perder del sistema, quedando namái los dos nanes blanques atípiques que güei reparamos.[5] Nun futuru, por cuenta de la perda de momentu angular por radiación gravitacional, dambes nanes blanques van fundise formando una subenana de tipu B. Esto va asoceder nunos 1100 millones d'años.[6]

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 Afirmao en: Gaia DR2. Llingua de la obra o nome: inglés. Data de publicación: 25 abril 2018.
  2. «DA white dwarfs in Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 and a search for infrared excess emission» (n'inglés). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society:  páxs. 1210–1235. 2011. doi:10.1111/J.1365-2966.2011.19337.X. 
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 Afirmao en: The SDSS Photometric Catalog, Release 9. Páxina: 0. Data de publicación: 2013.
  4. 4,0 4,1 Afirmao en: The SDSS Photometric Catalog, Release 7. Páxina: 0. Data de publicación: 2009.
  5. 5,0 5,1 «Feuding Helium Dwarf Stars Exposed by Eclís» (inglés). Science Daily. Consultáu'l 10 de xunetu de 2011.
  6. 6,0 6,1 Parsons, S. G.; Marsh, T. R.; Gänsicke, B. T.; Drake, A. J.; Koester, D. (2011). «A Deeply Eclipsing Detached Double Helium White Dwarf Binary». The Astrophysical Journal Letters 735 (2). L30. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1105.3946. 

Coordenaes: Sky map 10h 5m 59.115s, 22° 49 32.314