MR Delphini
| MR Delphini A/B | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Constelación | Delfín | |
| Ascensión recta (α) | 20h 31min 13,46s | |
| Declinación (δ) | +05º 13’ 08,5’’ | |
| Mag. aparente (V) | +11,01 (conjunta) | |
| Características físicas | ||
| Clasificación estelar | K0 (conjunta) | |
| Masa solar | 0,69 / 0,63 M☉ | |
| Radio | (0,83 / 0,65 R☉) | |
| Magnitud absoluta | +7,01 (conjunta) | |
| Gravedad superficial | 4,44 / 4,61 (log g) | |
| Luminosidad | 0,33 / 0,13 L☉ | |
| Temperatura superficial | 4400 / 4900 K | |
| Metalicidad | [M/H] = -0,99 | |
| Variabilidad | Binaria eclipsante | |
| Periodo de oscilación | 0,5217 días | |
| Astrometría | ||
| Distancia | 205 años luz (63 pc) | |
| Paralaje | 20,60 ± 2,47 mas | |
| Sistema | ||
| N.º de componentes | 3 | |
| Referencias | ||
| SIMBAD | enlace | |
| Otras designaciones | ||
| HD 195434 / HIP 101236 / SAO 125889 / BD+04 4470 / G 24-18 | ||
MR Delphini (MR Del)[1] es un sistema estelar en la constelación del Delfín de magnitud aparente +11,01. Su distancia aproximada al sistema solar es de 205 años luz.[2]
Componentes del sistema[editar]
MR Delphini es, en primera instancia, una binaria visual de tipo espectral K0 cuyas componentes se hallan separadas 1,8 segundos de arco.
La estrella más brillante de esta binaria es, a su vez, una binaria eclipsante con un período orbital de solo 0,5217 días (12,52 horas). Durante el eclipse tiene lugar una disminución de brillo de 0,31 magnitudes.[3] La componente más caliente de este subsistema tiene una temperatura efectiva de 4900 K, siendo su luminosidad 7,7 veces inferior a la del Sol. Su radio es un 45 % más pequeño que el radio solar. La otra componente tiene una temperatura de 4400 K y una luminosidad 2,5 veces mayor que la de su compañera, siendo su radio un 17 % más pequeño que el del Sol. La relación entre las masas de las componentes, es casi igual a la unidad —q = 0,915—, con masas que corresponden a 0,63 y 0,69 masas solares para las componentes caliente y fría respectivamente. Ambas estrellas están separadas por solo 0,014 UA y el plano orbital está inclinado 79° respecto al plano del cielo.[2]
La componente menos brillante de la binaria visual contribuye con el 25 % de la luminosidad total del sistema.[2]
Características[editar]
MR Delphini ha sido catalogada como un objeto del halo galáctico o del viejo disco por su movimiento propio y su baja metalicidad ([M/H] = -0,99). A pesar de su edad, el sistema emite rayos X blandos y presenta actividad cromosférica.[4] Pequeñas variaciones de brillo en su curva de luz fuera del eclipse, han sido interpretadas como provenientes de manchas estelares frías en una o las dos componentes de la binaria eclipsante. Sus datos astrométricos y fotométricos se asemejan a las de las variables BY Draconis o variables RS Canum Venaticorum de corto período.[5] Asimismo, en 2001 se informó sobre una erupción estelar que duró 25 minutos.[6]
Véase también[editar]
Referencias[editar]
- ↑ V* MR Del -- Eclipsing binary of Algol type (SIMBAD)
- ↑ a b c Djurašević, G.; Yılmaz, M.; Baştürk, Ö.; Kılıçoğlu, T.; Latković, O.; Çalışkan, Ş. (2011). «Physical parameters of close binaries QX Andromedae, RW Comae Berenices, MR Delphini, and BD +079° 3142». Astronomy and Astrophysics 525. A66.
- ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. (2006). «A catalogue of eclipsing variables». Astronomy and Astrophysics 446 (2). pp. 785-789.
- ↑ Cutispoto, G.; Kuerster, M.; Messina, S.; Rodono, M.; Tagliaferri, G. (1997). «Discovery of two short-period eclipsing binaries with active components». Astronomy and Astrophysics 320. pp. 586-593.
- ↑ Zasche, P.; Wolf, M.; Hartkopf, W. I.; Svoboda, P.; Uhlař, R.; Liakos, A.; Gazeas, K. (2009). «A Catalog of Visual Double and Multiple Stars With Eclipsing Components». The Astronomical Journal 138 (2). pp. 664-679.
- ↑ Clausen, J. V.; Helt, B. E.; Olsen, E. H. (2001). «Absolute dimensions of solar-type eclipsing binaries. I. uvby light curves for HS Aqr, KX Aqr, AL Ari, V963 Cen, MR Del, NY Hya, DU Leo, UW LMi, and V358 Pup». Astronomy and Astrophysics 374. pp. 980-996.
Datos: Q5988342