| FF Virginis |
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Datos de observación
(Época J2000.0) |
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| Constelación |
Virgo |
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| Ascensión recta (α) |
14h 25min 55,88s |
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| Declinación (δ) |
+00º 59’ 33,8’’ |
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| Mag. aparente (V) |
+7,12 |
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| Características físicas |
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| Clasificación estelar |
A2p |
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| Masa solar |
2,0 - 2,3 M☉ |
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| Radio |
(2,15 R☉) |
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| Magnitud absoluta |
+1,21 |
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| Gravedad superficial |
4,13 (log g) |
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| Luminosidad |
32 L☉ |
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| Temperatura superficial |
9330 - 9500 K |
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| Variabilidad |
Variable Alfa2 Canum Venaticorum |
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| Periodo de oscilación |
130,0 días |
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| Edad |
11 - 114 × 106 años |
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| Astrometría |
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| Velocidad radial |
-3,0 km/s |
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| Distancia |
347 ± 24 años luz |
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| Paralaje |
9,40 ± 0,62 mas |
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| Referencias |
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| SIMBAD |
enlace |
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| Otras designaciones |
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| HD 126515 / HIP 70553 / SAO 120452 / BD+01 2927 / GCRV 64790 |
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FF Virginis (FF Vir) es una estrella de magnitud aparente +7,12[1] en la constelación de Virgo que se localiza 3º al norte de φ Virginis.
Se encuentra, de acuerdo a la nueva reducción de los datos de paralaje de Hipparcos, a 347 ± 24 años luz de distancia del sistema solar.
FF Virginis es una estrella blanca de tipo espectral A2p,[1] en donde la «p» indica que es una estrella químicamente peculiar.
Su temperatura efectiva es de 9330 - 9500 K[2][3] y su luminosidad es 32 veces mayor que la luminosidad solar.[4]
Tiene un radio 2,15 veces más grande que el del Sol y gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 3,0 km/s, completando una vuelta cada 130 días.[3]
Su masa es entre 2 y 2,3 veces mayor que la masa solar[5][4] pero no existe consenso en cuanto a su edad; mientras una fuente señala una edad de sólo 11 millones de años,[5] otra eleva esta cifra hasta los 114 millones de años.[4]
FF Virginis es una variable Alfa2 Canum Venaticorum que presenta una variación de brillo de 0,06 magnitudes.[6]
Su espectro muestra líneas de absorción fuertes de cromo y estroncio y, como es característico de esta clase de variables, tiene un gran campo magnético (<Be> = 1859 G).[7]
Esta estrella también es conocida como Estrella de Preston, ya que fue el astrónomo George W. Preston quien en 1970 puso de manifiesto que su campo magnético y su espectro eran variables, así como que los elementos más pesados se concentran en las regiones donde el campo superficial es más intenso.[8]
Referencias
- ↑ a b V* FF Vir -- Variable Star of alpha2 CVn type (SIMBAD)
- ↑ Netopil, M.; Paunzen, E.; Maitzen, H. M.; North, P.; Hubrig, S. (2008). «Chemically peculiar stars and their temperature calibration». Astronomy and Astrophysics 491 (2). pp. 545-554.
- ↑ a b Hubrig, S.; North, P.; Schöller, M. (2007). «Evolution of magnetic fields in stars across the upper main sequence: II. Observed distribution of the magnetic field geometry». Astronomische Nachrichten 328 (6). p. 475.
- ↑ a b c Kochukhov, O.; Bagnulo, S. (2006). «Evolutionary state of magnetic chemically peculiar stars». Astronomy and Astrophysics 450 (2). pp. 763-775.
- ↑ a b Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (2011). «A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 410 (1). pp. 190-200.
- ↑ FF Vir (General Catalogue of Variable Stars)
- ↑ Bychkov, V. D.; Bychkova, L. V.; Madej, J. (2009). «Catalogue of averaged stellar effective magnetic fields - II. Re-discussion of chemically peculiar A and B stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 394 (3). pp. 1338-1350.
- ↑ Preston, George W. (1970). «The Large Variable Magnetic Field of HD 126515 and its Implications for the Rigid-Rotator Model of Magnetic Stars». The Astrophysical Journal 160. p. 1059.
