R Canis Majoris

R Canis Majoris A/B
Constelación Can Mayor
Ascensión recta α 07h 19min 28,48s
Declinación δ -16º 23’ 42,9’’
Distancia 140 años luz
Magnitud visual +5,71 (conjunta / variable)
Magnitud absoluta +2,54 (conjunta)
Luminosidad 5,8 / 0,4 soles
Temperatura 7310 / 4355 K
Masa 1,07 / 0,17 soles
Radio 1,50 / 1,15 soles
Tipo espectral F0V / K1IV
Velocidad radial -39,0 km/s

R Canis Majoris (R CMa / HD 57167 / HR 2788)[1]​ es una estrella variable en la constelación del Can Mayor. De magnitud aparente media +5,71, se encuentra a 140 años luz del sistema solar.

R Canis Majoris es una estrella binaria con un período orbital de sólo 1,359 días. Las dos estrellas, aunque están muy próximas entre sí, no llegan a constituir una binaria de contacto. La componente principal tiene tipo espectral F0V y una temperatura efectiva de 7310 K. Su luminosidad es 5,8 veces mayor que la del Sol y su radio es un 50% más grande que el radio solar. También es algo más masiva que el Sol, con una masa de 1,07 masas solares. La estrella acompañante es de tipo K1IV y tiene una temperatura de 4355 K. Con el 43% de la luminosidad solar, su radio es un 15% más grande que el del Sol, pero su masa supone sólo el 17% de la masa solar.[2]​ El contenido metálico de ambas estrellas es comparable al solar ([Fe/H] = -0,03) y su edad se estima en 1300 millones de años.[3]​ Asimismo, esta binaria es una radioestrella.[4]​

El sistema es una variable eclipsante semejante a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis. En el eclipse principal su brillo disminuye 0,64 magnitudes cuando la componente más tenue y fría intercepta la luz de su compañera, mientras que el eclipse secundario apenas es perceptible.[5]​ Una tercera estrella más alejada completa el sistema estelar. Tiene una masa de 0,34 masas solares y emplea 92,8 días en completar una órbita en torno a la binaria.[6]​

Véase también

Referencias

  1. ↑ V* R CMa -- Eclipsing binary of Algol type (SIMBAD)
  2. ↑ Soydugan, E.; Soydugan, F.; Demircan, O.; İbanoǧlu, C. (2006). «A catalogue of close binaries located in the δ Scuti region of the Cepheid instability strip». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 370 (4). pp. 2013-2024. 
  3. ↑ Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. (2009). «The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics». Astronomy and Astrophysics 501 (3). pp. 941-947 (Tabla consultada en CDS). 
  4. ↑ Boboltz, D. A.; Fey, A. L.; Puatua, W. K.; Zacharias, N.; Claussen, M. J.; Johnston, K. J.; Gaume, R. A. (2007). «Very Large Array Plus Pie Town Astrometry of 46 Radio Stars». The Astronomical Journal 133 (3). pp. 906-916. 
  5. ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. (2006). «A catalogue of eclipsing variables». Astronomy and Astrophysics 446 (2). pp. 785-789. 
  6. ↑ Tokovinin, A.; Thomas, S.; Sterzik, M.; Udry, S. (2006). «Tertiary companions to close spectroscopic binaries». Astronomy and Astrophysics 450 (2). pp. 681-693.