NML Cygni

NML Cygni
Datos de observación
(Época )
Ascensión recta (α) 20 h 46 m 25.5 s[1]​
Declinación (δ) +40°06′59,4″[1]​
Mag. aparente (V) 16,60–18[1]​
Características físicas
Clasificación estelar M4.5-M7.9Ia-III[1]​
Tipo Variable semirregular
Masa solar 40[2]​ M☉
Diámetro <1.898.000.000[3]​ km
Radio (<1.350[3]​[4]​ R☉)
Luminosidad 229.000[5]​ L☉
Temperatura superficial 3.440[6]​ K
Astrometría
Mov. propio en α -1,55 mas/año
Mov. propio en δ -4,59 mas/año
Distancia (1,61k pc)
Paralaje 0,620 ± 0,047 mas
Referencias
SIMBAD enlace
Otras designaciones
V* V1489 Cyg, RAFGL 2650, IRC +40448
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NML Cygni o V1489 Cygni es una estrella hipergigante roja. Es una de las estrellas más grandes conocidas, con un radio de hasta 1.350 radios solares, implicado por su diámetro angular medido y distancia.Debido a que está rodeado por un disco de polvo complejo, el diámetro angular es difícil de medir y probablemente contiene parte del polvo, por lo que el tamaño probablemente sea menor.[7]​Su distancia a la Tierra se estima en alrededor de 1,61 kpc, o unos 5300 años luz. Esta estrella fue descubierta por Neugebauer, Martz y Leighton en 1965. El nombre NML proviene de los nombres de estos tres descubridores.

Esta estrella tiene un entorno de polvo a su alrededor que forma una nebulosa asimétrica en forma de frijol que es coincidente con la distribución de los máseres de vapor de agua. Es una estrella semirregular variable con un período de aproximadamente 940 días.

NML Cygni es una parte de la asociación Cygnus OB2. La asociación Cyg OB2 abarca casi 2 grados en el cielo, o dentro de ~ 30 pc a una distancia de 1,87 ± 0,2 kpc, siendo uno de las más cercanas asociaciones de masa en el sol. Cuenta con una pérdida de masa estimada de ~ 50 M ⊙ y 2 × 10 ^ (-4) M ⊙ yr ^ (-1). La paralaje anual de esta estrella mide aproximadamente 0,62 milisegundos de arco.

NML Cygni es una estrella masiva rica en oxígeno. La composición de esta estrella comenzó a ponerse de manifiesto con el descubrimiento de las emisiones de radio OH (1612 MHz) en 1968 (Wilson y Barrett). La presencia de moléculas como H2O, SiO, CO, HCN, CS, SO, SO2 y H2S , también se reveló en los años posteriores.

Historia observacional

NML Cygni fue descubierto en 1965 por Neugebauer, Martz y Leighton, quienes describieron dos estrellas luminosas muy rojas, cuyo color era consistente con una temperatura corporal negra de 1000 K.[8]​ El nombre NML proviene de los nombres de estos tres descubridores.[9]​ La segunda estrella fue brevemente conocida como NML Tauri ,[10]​ pero ahora se conoce como IK Tauri,[11]​ una M9 variable Mira. NML Cygni también ha recibido la designación de V1489 Cygni debido a las pequeñas variaciones de brillo semi-regulares, ,[12]​ pero todavía se conoce más comúnmente como NML Cygni. Su composición comenzó a revelarse con el descubrimiento de masers OH (1612 MHz) en 1968.[13]​ H2O, SiO, CO, HCN, CS, SO, SO2 y H2S moléculas también se han detectado.[14]​

Los tamaños relativos de los planetas en el Sistema Solar y varias estrellas, incluyendo Betelgeuse
1. Mercurio < Marte < Venus < Tierra
2. Tierra < Neptuno < Urano < Saturno < Jupiter
3. Jupiter < Próxima Centauri < Sol < Sirio
4. Sirio < Pólux < Arturo < Aldebarán
5. Aldebarán < Rigel < Antares < Betelgeuse
6. Betelgeuse < VY CMa < NML Cyg < UY Sct.
Imagen de NML Cygni

Referencias

  1. ↑ a b c d «VSX : Detail for V1489 Cyg». www.aavso.org. Consultado el 10 de junio de 2024. 
  2. ↑ Singh, A. P.; Edwards, J. L.; Humphreys, R. M.; Ziurys, L. M. (1 de octubre de 2021). «Molecules and Outflows in NML Cygni: New Insights from a 1 mm Spectral Line Survey». The Astrophysical Journal 920: L38. ISSN 0004-637X. doi:10.3847/2041-8213/ac2c7c. Consultado el 10 de junio de 2024. 
  3. ↑ a b Calculado utilizando el diámetro angular medido en 0.0078 arcosegundos (de CHARM2) y la distancia de 1610 pársecs (de Zhang (2012)). La ecuación es: , donde es el diámetro angular, es la distancia y es el diámetro, en unidades astronómicas. Se multiplicará por 107,5 para convertir de AU a radio solar.
  4. ↑ El disco de polvo que lo rodea es muy complejo, lo que dificulta la determinación del radio.
  5. ↑ Davies, Ben; Beasor, Emma R. (1 de marzo de 2020). «The `red supergiant problem': the upper luminosity boundary of Type II supernova progenitors». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 493: 468-476. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/staa174. Consultado el 10 de junio de 2024. 
  6. ↑ Entrada de base de datos de Gaia DR3
  7. ↑ Type of source (Bin, Cal, Com, Diam, UR). NML Cygni es una fuente compleja (Com).
  8. ↑ Neugebauer, G.; Martz, D. E.; Leighton, R. B. (July 1965). «Observations of Extremely Cool Stars». Astrophysical Journal 142: 399-401. Bibcode:1965ApJ...142..399N. doi:10.1086/148300. 
  9. ↑ Hearnshaw, J. B. (2 de mayo de 1996). «New infrared sources and their interpretation». The Measurement of Starlight: Two Centuries of Astronomical Photometry. Cambridge University Press. p. 278. ISBN 978-0-521-40393-1. Consultado el 23 de agosto de 2012. 
  10. ↑ Pesch, P. (1967). «Objective-Prism Spectra of Some Very Red Stars». The Astrophysical Journal 147: 381. Bibcode:1967ApJ...147..381P. doi:10.1086/149015. 
  11. ↑ Kukarkin, B. V.; Efremov, Yu. N.; Frolov, M. S.; Medvedeva, G. I. et al. (8 de noviembre de 1968). «Identification List of the New Variable Stars Nominated in 1968». Information Bulletin on Variable Stars 311 (1): 1. Bibcode:1968IBVS..311....1K. 
  12. ↑ Kukarkin, B. V.; Kholopov, P. N.; Kukarkina, N. P. (27 de noviembre de 1975). «61st Name-List of Variable Stars». Information Bulletin on Variable Stars 1068 (1): 1. Bibcode:1975IBVS.1068....1K. 
  13. ↑ Cohen, R. J.; Downs, G.; Emerson, R.; Grimm, M. et al. (1 de abril de 1987). «Narrow polarized components in the OH 1612-MHz maser emission from supergiant OH-IR sources». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 225 (3): 491-498. Bibcode:1987MNRAS.225..491C. doi:10.1093/mnras/225.3.491. 
  14. ↑ Kevin Marvel (19 de diciembre de 1996). «NML Cygni». The Circumstellar Environment of Evolved Stars As Revealed by Studies of Circumstellar Water Masers. Universal-Publishers. pp. 182-212. ISBN 978-1-58112-061-5. Consultado el 23 de agosto de 2012.