DD Monocerotis

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DD Monocerotis A/B
Datos de observación
(Época J2000.0)
Constelación Monoceros
Ascensión recta (α) 06h 45min 57,83s
Declinación (δ) -00º 17’ 31,9’’
Mag. aparente (V) +11,10 (variable)
Características físicas
Clasificación estelar G0V (conjunta)
Masa solar 1,29 / 0,87 M
Radio (1,65 / 1,22 R)
Magnitud absoluta +3,18 (conjunta)
Luminosidad 3,72 / 0,95 L
Temperatura superficial 6250 / 5162 K
Variabilidad Binaria eclipsante
Periodo de oscilación 0,56803 días
Astrometría
Distancia ~ 1250 años luz
Sistema
N.º de componentes 2 (3?)
Referencias
SIMBAD enlace
Otras designaciones
HD 292319 / GSC 04800-00372

DD Monocerotis (DD Mon)[1]​ es una estrella binaria en la constelación de Monoceros, el unicornio. Su distancia respecto al Sistema Solar es incierta —Hipparcos no midió su paralaje—, pero, en función de su luminosidad, se puede estimar en unos 1250 años luz.

DD Monocerotis es una binaria cercana «semidesprendida» que no llega ser una binaria de contacto. Tiene tipo espectral G0V[2]​ y la relación de masas entre las componentes, q, es igual a 0,67. La estrella primaria tiene una temperatura efectiva de 6250 ± 157 K y es 3,7 veces más luminosa que el Sol. Su radio equivale a 1,65 radios solares y su masa es casi un 30% mayor que la del Sol. La estrella secundaria tiene una temperatura de 5162 ± 109 K y su luminosidad es un 5% inferior a la luminosidad solar. Tiene un radio un 22% más grande que el del Sol y una masa de 0,87 masas solares. La separación entre ambas estrellas es de sólo 0,017 UA.[2]

DD Monocerotis fue reconocida como estrella variable por Cuno Hoffmeister en 1934.[3]​ Es una binaria eclipsante cuyo brillo fluctúa entre magnitud aparente +11,10 y +11,80 a lo largo de su período orbital de 0,568 días.[4]​ El plano orbital está inclinado 89º respecto al plano del cielo.[2]​ Se ha observado que, a largo plazo, el período orbital de esta binaria aumenta a razón de 1,40 × 10-7 días por año; este incremento se explica por la transferencia de masa de la estrella menos masiva a la más masiva. Además, superpuesta al período principal, se ha detectado una oscilación de pequeña amplitud (0,0039 magnitudes) con un período de 18,8 años. Un tercer objeto en el sistema, una compañera estelar de muy baja masa, puede ser responsable de esta variación.[5]

Véase también[editar]

Referencias[editar]