|
 Omega Canis Majoris |
|---|
| Tipus | estrella Be, estrella variable, estrella que presenta línies d'emissió, font propera a infrarrojos i font d'emissió de raigs UV  |
|---|
| Tipus espectral (estel) | B2.5Ve[1] |
|---|
| Constel·lació | Ca Major |
|---|
| Època | J2000.0 |
|---|
|
| Distància de la Terra | 204,8509 pc [2] |
|---|
| Radi | 6,2 R☉ |
|---|
| Magnitud absoluta | −3,21 |
|---|
| Magnitud aparent (V) | 3,82 (banda V)[3] |
|---|
| Temperatura efectiva | 17.170 K[4] |
|---|
| Paral·laxi | 4,8816 mas[2] |
|---|
| Moviment propi (declinació) | 5,101 mas/a [2] |
|---|
| Moviment propi (ascensió recta) | −10,918 mas/a [2] |
|---|
| Velocitat de rotació estel·lar | 100 km/s[4] |
|---|
| Velocitat radial | 23,2 km/s[5] |
|---|
| Gravetat superficial equatorial | 7.800 cm/s²[4] |
|---|
| Ascensió recta (α) | 7h 14m 48.6539s[6] |
|---|
| Declinació (δ) | -27° 13' 38.3903''[6] |
|---|
|
|
Omega Canis Majoris (ω CMa / 28 Canis Majoris / HD 56139) és un estel a la constel·lació del Ca Major de magnitud aparent +4,02.[7] S'hi troba a 910 anys llum del sistema solar.
Omega Canis Majoris és un estel blanc-blavenc de tipus espectral B2IV-Ve amb característiques intermèdies entre una subgegant i un estel de la seqüència principal.[7] Té una temperatura d'aproximadament 21.750 K i és 11.800 vegades més lluminosa que el Sol. El seu radi és 7,7 vegades més gran que el radi solar i rota amb una velocitat d'almenys 112 km/s, implicant un període de rotació inferior a 3,4 dies. És una estrella Be similar, per exemple, a Gomeisa (β Canis Minoris) o a κ Canis Majoris; aquests estels emeten radiació des d'un disc circumestel·lar d'origen incert, però relacionat en qualsevol cas amb la ràpida rotació estel·lar. Així mateix, com succeeix amb molts estels d'aquesta classe, està catalogada com a variable Gamma Cassiopeiae, el prototip de la qual és la pròpia γ Cassiopeiae. Les variacions de lluentor són erràtiques i en el cas d'Omega Canis Majoris, són visibles a ull nu.[8]
Omega Canis Majoris té una edat lleugerament inferior a vint milions d'anys. La seva massa, 10,5 vegades major que la massa solar, és prou elevada perquè concloga la seva vida esclatant com una supernova.[8]
Referències
- ↑ «Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars». The Astrophysical Journal Supplement Series, 9-1982, pàg. 55–83. DOI: 10.1086/190820.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
- ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 Michel Curé «Stellar parameters and H α line profile variability of Be stars in the BeSOS survey» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 4, 03-01-2018, pàg. 5287-5299. DOI: 10.1093/MNRAS/STX3075.
- ↑ «Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system» (en anglès). Astronomy Letters, 11, 11-2006, pàg. 759–771. DOI: 10.1134/S1063773706110065.
- ↑ 6,0 6,1 Floor van Leeuwen «Validation of the new Hipparcos reduction» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 2007, pàg. 653–664. DOI: 10.1051/0004-6361:20078357.
- ↑ 7,0 7,1 «Ome CMa -- Be Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 24 desembre 2020].
- ↑ 8,0 8,1 «Omega Canis Majoris» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 24 desembre 2020].
|
.svg){kind=small}
