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Diferencia entre revisiones de «V3903 Sagittarii»

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V3903 Sagittarii es una [[binaria eclipsante]] reconocida como tal en [[1990]].<ref name=Cunha>{{cita publicación
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Las dos componentes del sistema son estrellas muy masivas, ambas de [[tipo espectral]] O.
Las dos componentes del sistema son estrellas muy masivas, ambas de [[tipo espectral]] O.
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La estrella principal, la más caliente y masiva, es de tipo O7 V. Tiene una altísima [[temperatura efectiva|temperatura superficial]] de 38.000 [[kelvin|K]] y una masa de 27,27 [[masa solar|masas solares]]. Su radio es 8,09 más grande que el del [[Sol]] y gira sobre sí misma con una [[velocidad de rotación proyectada]] de 230 km/s.
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Revisión actual - 18:35 15 sep 2024

Curva de luz roja de V3903 Sagittarii
V3903 Sagittarii A/B
Constelación Sagitario
Ascensión recta α 18h 09min 17,70s
Declinación δ -23º 59’ 18,2’’
Distancia 4530 ± 238 años luz
Magnitud visual +7,36 (conjunta / variable)
Magnitud absoluta -4,36 / -3,64
Luminosidad 122.500 / 45.500 soles
Temperatura 38.000 / 34.100 K
Masa 27,27 / 19,01 soles
Radio 8,09 / 4,66 soles
Tipo espectral O7 V / O9 V
Velocidad radial -0,1 km/s

V3903 Sagittarii (V3903 Sgr / HD 165921 / HIP 88943)[1]​ es un sistema estelar de magnitud aparente media +7,36.

Se encuentra aproximadamente a 4530 años luz del sistema solar[2]​ en dirección a la constelación de Sagitario.

Probablemente es miembro del complejo de la nebulosa de la Laguna.[3]​

V3903 Sagittarii es una binaria eclipsante reconocida como tal en 1990.[4]​

Las dos componentes del sistema son estrellas muy masivas, ambas de tipo espectral O.

La estrella principal, la más caliente y masiva, es de tipo O7 V. Tiene una altísima temperatura superficial de 38 000 K y una masa de 27,27 masas solares. Su radio es 8,09 más grande que el del Sol y gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 230 km/s.

La componente secundaria, de tipo O9 V, posee una temperatura de 34 100 K y una masa equivalente a 19,01 soles. Rota a una velocidad de al menos 130 km/s,[2]​ estando sincronizada la rotación de ambas estrellas.

Es un sistema muy joven con ambas componentes aún en las fases iniciales de la secuencia principal; su edad se cifra entre 1,6 y 2,5 millones de años.[3]​

El período orbital del sistema es de 1,7442 días y el semieje mayor de la órbita —siendo ésta circular— es de 0,10 UA.[5]​ En el eclipse principal, el brillo de la estrella disminuye 0,19 magnitudes cuando la estrella O9 V —45 500 veces más luminosa que el Sol y 4,66 más grande que éste— pasa por delante de la estrella O7 V, cuya luminosidad es 122 500 veces superior a la luminosidad solar.<

En el eclipse secundario su brillo desciende 0,17 magnitudes.[6]​

No existe transferencia de masa entre componentes,[3]​ por lo que no es una binaria de contacto.

Véase también

[editar]

Referencias

[editar]
  1. ↑ HD 165921 -- Be Star (SIMBAD)
  2. ↑ a b Torres, G.; Andersen, J.; Giménez, A. (2010). «Accurate masses and radii of normal stars: modern results and applications». The Astronomy and Astrophysics Review 18 (1-2). pp. 67-126. 
  3. ↑ a b c Vaz, L. P. R.; Cunha, N. C. S.; Vieira, E. F.; Myrrha, M. L. M. (1997). «V 3903 Sagittarii: a massive main-sequence (O7V+O9V) detached eclipsing binary». Astronomy and Astrophysics 327. pp. 1094-1106. 
  4. ↑ Cunha, N. C. S.; Vaz, L. P. R.; Possa, C. M. M.; Helt, B. E.; Clausen, J. V. (1990). «V3903 Sagittarii: Another O-Type Eclipsing Binary». Information Bulletin on Variable Stars 3436 (1). 
  5. ↑ Khaliullin, Kh. F.; Khaliullina, A. I. (2010). «Synchronization and circularization in early-type binaries on main sequence». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 401 (1). pp. 257-274. 
  6. ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. (2006). «A catalogue of eclipsing variables». Astronomy and Astrophysics 446 (2). pp. 785-789. 
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