V Puppis
| Constelació | Puppis |
| Ascensió recta α | 07h 58min 14,44s |
| Declinació δ | -49º 14’ 41,7’’ |
| Distància | 1165 anys llum |
| Magnitut visual | +4,45 (conjunta) |
| Magnitut absoluta | -3,29 (conjunta) |
| Lluminositat | 16.900 / 7.940 sols |
| Temperatura | 28.200 / 26.600 K |
| Massa | 13-14,9 / 7,8-11 sols |
| Ràdio | 5,5-6,2 / 4,2-4,9 sols |
| Tipo espectral | B1V / B3IV |
| Velocitat radial | +19 km/s |
V Puppis (V Pup / HD 65818 / HR 3129)[1] és un sistema estelar variable en la constelació de Puppis, la popa del Argo Navis. De magnitut aparent mija +4,45, es troba a uns 1165 anys llum de distància del sistema solar.
Característiques de les components
V Puppis és una estrela binaria propenca formada per una estrela blava de la seqüència principal de tipo espectral B1V i una subgigante de tipo B3IV. La primera d'elles, la més calenta en una temperatura de 28 200 K, és també la més lluminosa del parell, sent el seu lluminositat 16 900 voltes superior a la del Sol. 13 voltes més massiva que el Sol, la seua ràdio és aproximadament 5,5 voltes més gran que el ràdio solar.
L'estrela subgigante, en una temperatura de 26 600 K, lluïx en una lluminositat 7940 voltes major que la lluminositat solar. En un radi 4,2 voltes més gran que el del Sol, la massa d'esta segona estrela és incerta, podent estar compresa entre 7,8 i 11 masses solars.[2]
Òrbita del sistema
El periodo orbital del sistema, molt curt, és d'1,4545 dies. La separació entre les components és de sol 15 ràdios solars, per lo que casi estan en contacte. De fet, l'enorme força de marea de l'estrela major sobre la menor fa que esta última òmpliga la seua lòbul de Roche, existint transferència de massa des de l'estrela subgigante cap a la seua companyera de major tamany. Aixina mateix, ya que l'inclinament de l'òrbita és de 11º, es produïx un eclipse parcial quan una de les estreles transita per davant de l'atra; est és més acusat quan l'estrela més chicoteta i freda passa per davant de la més gran i calenta. No obstant, inclús fora del moment dels eclipses, la lluentor del sistema varia contínuament per la distorsió produïda per les forces de marea i la rotació estelar.[2]
Ademés de tot lo expost, un factor adicional fa d'este sistema un cas singular. L'observació dels eclipses a lo llarc del temps ha mostrat que l'estrela binaria es troba en òrbita entorn a una atra gran massa, en un periodo de 5,47 anys. La massa d'este tercer objecte és superior a 10,4 masses solars, sent est un llímit inferior al no conéixer-se l'inclinament d'esta òrbita. Les lleis de Kepler adjudiquen una distància d'a lo manco 10 UA entre l'estrela binaria i l'atre objecte. Este objecte no emet llum, per lo que es pensa que és un forat negre, el remanente estelar de l'estrela primària d'un sistema estelar triple que va explotar com supernova.[2]
Vore també
Referències
- Este artícul conté una traducció derivada de «V Puppis» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.