V Sagittae
| V Sagittae A / B | |
|---|---|
  | |
| Tipo de variable | Variable de eclipse Variable cataclísmica |
| Distancia del sol | 7784 ± 594,5 años luz (2 386,6348 ± 182,2728 pársecs ) [1] |
| Constelación | Flecha |
| Coordenadas | |
| (en el momento J2000.0 ) | |
| Ascensión recta | 20 h 20 m 14 691 s [1] |
| Declinación | + 21 ° 06 ′ 10,44 ″ [1] |
| Datos físicos | |
| Radio medio | 7.56 [1] R ⊙ |
| Masa | |
| Temperatura superficial | 7 234 K [1] (promedio) |
| Brillo | |
| Datos de observación | |
| Aplicación Magnitude. | 8,6-13,9 |
| Paralaje | 0,4190 ± 0,0320 [1] |
| Moto propia | AR : -2.052 mas / año Diciembre : -6.485 mas / año [1] |
| Nomenclaturas alternativas | |
Coordenadas : 
20 h 20 m 14,691 s , + 21 ° 06 ′ 10,44 ″
V Sagittae o V Sge es un cataclísmico sistema estelar binario variable ubicado en la constelación de la Flecha , destinado a convertirse en una nova y a ser por poco tiempo el punto más brillante de la Vía Láctea y la estrella más brillante de nuestro cielo alrededor del año 2083 [3] [4] [5] .
Características
El sistema está compuesto por una estrella de secuencia principal de aproximadamente 3,3 masas solares y una enana blanca de aproximadamente 0,9 masas solares [2] . El hecho de que la enana blanca sea menos masiva que su compañera es muy inusual para una variable cataclísmica, y V Sge es la única variable cataclísmica de fuente de rayos X súper suave no magnética encontrada hasta ahora.
Evolución
V Sge se ha multiplicado por 10 en el último siglo y, según una investigación informada en 2020, se prevé que continúe iluminando para convertirse en la estrella más brillante del cielo nocturno alrededor de 2083, aproximadamente durante unos 11 años [6] . En los últimos meses y días, la pareja se unirá y se convertirá en una nova , transformándose eventualmente en una estrella gigante roja, con un núcleo inerte de carbono y oxígeno rodeado por una enorme envoltura de hidrógeno parcialmente fundido [7] , pero existe la posibilidad de que el sistema se convierta en extinto en una supernova de tipo Ia [8] [9] .
Actualmente, las estrellas se orbitan entre sí aproximadamente cada 0,514 días y se eclipsan entre sí en cada órbita. El par se encuentra en las últimas etapas de una espiral, y el período aumenta a una tasa de −4,73 × 10 −10 días / ciclo .
El material de la estrella más grande se acumula en la enana blanca a un ritmo exponencialmente creciente, generando un enorme viento estelar . El tiempo de duplicación es de aproximadamente 89 años.
Nota
- ^ a b c d e f g h ( EN ) Gaia Collaboration, AGA Brown y A. Vallenari, Gaia Data Release 2. Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta , en A&A , vol. 616, 2018-08, págs. A1, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Consultado el 13 de enero de 2020 . Datos de estrellas en VizieR
- ^ a b BE Schaefer, 235th AAS ( PDF ), J. Frank, M. Chatzopoulos, Honolulu, American Astronomical Society, enero de 2020.
- ^ (ES) La estrella binaria V Sagittae explotará como una nova muy brillante a finales de siglo , en phys.org. Consultado el 9 de enero de 2020 .
- ^ CNN - Últimas noticias, últimas noticias y videos , en m.cnn.com . Consultado el 9 de enero de 2020 .
- ^ Marco Malaspina, Los últimos días de V Sagittae , en media.inaf.it , 9 de enero de 2020.
- ^ Tabla de contenido de resúmenes de la reunión de la sesión de 235a AAS ( PDF ), en AAS , 2 de enero de 2020.
- ^ (EN) Union américaine d'astronomie, 235th AAS Meeting Session Abstracts Table of Contents, en aas.org, 2 de enero de 2020, p. 702.
- ^ ( EN ) Gaghik Tovmassian y Edward M. Sion, RX J0513.9-6951 Y V SAGITTAE: EVOLUCIÓN DEL VIENTO DE ACRECIÓN, UN PROCESO EVOLUTIVO CLAVE PARA TIPO IA SUPERNOVAE , en IAU Colloquium 194: Compact Binaries in the Galaxy and Beyond: La Paz , BC Sur, México, 17 al 22 de noviembre de 2003 , Instituto de Astronomía, UNAM, 2004, p. 106, ISBN 978-970-32-1158-6 .
- ^ (EN) Pranab Ghosh y Edward Peter Jacobus van den Heuvel, Spectra and timing of compact X-ray binaries, publicado para The Committee on Space Research [por] Elsevier, 2006.
