BI Canum Venaticorum es una estrella binaria de contacto, lo que implica las dos estrellas —al estar muy cerca la una de la otra— comparten sus capas exteriores de gas. Su tipo espectral conjunto es F8.
La componente principal tiene una temperatura efectiva de 6700 K, su masa es un 59% mayor que la masa solar y su radio es un 37% más grande que el del Sol. Contribuye con el 68% del total de la luminosidad del sistema. La componente secundaria tiene el 41% de la masa de su acompañante, lo que equivale a 0,65 masas solares. Con una temperatura de 6720 K —aunque otro estudio señala una temperatura inferior de 6684 K—,[2] tiene un radio ligeramente inferior al radio solar.[3] El período orbital del sistema es de 0,3842 días (9,22 horas) y su grado de contacto es del 18%.[2]
Variabilidadeditar
La variabilidad de BI Canum Venaticorum fue descubierta en 1955 por Kippenhahn. Posteriormente catalogada como variable W Ursae Majoris, el brillo de BI Canum Venaticorum fluctúa entre magnitud aparente +10,26 y +10,71.[2] Se ha constatado que el período decrece a lo largo del tiempo, siendo esta variación de 1,51x10-7 días por año. Esta disminución se atribuye a dos mecanismos: en primer lugar, a la transferencia de masa desde la estrella primaria a la secundaria, y en segundo lugar a la pérdida de momento angular por «frenado» magnético. Asimismo, la asimetría en la curva de luz del sistema parece estar causada por la existencia de manchas oscuras en la superficie de ambas estrellas.[3]
El período de BI Canum Venaticorum también varía a lo largo de un ciclo de 27,0 años, lo que puede deberse a la presencia de un tercer objeto en el sistema. Dicho objeto completaría una órbita alrededor de la binaria de contacto cada 27 años y su inclinación orbital debe estar próxima a los 90°. Su masa es de al menos 0,58 masas solares, por lo que cabría esperar que fuese una enana roja. En dicho supuesto, la contribución de la tercera estrella al total de luz del sistema sería más importante en longitudes de onda largas; sin embargo, sucede justo lo contrario, lo que ha llevado a pensar que la tercera componente pueda ser un objeto compacto, como por ejemplo una enana blanca.[3]
↑ Pribulla, T.; Kreiner, J. M.; Tremko, J. (2003). «Catalogue of the field contact binary stars». Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso33 (1). pp. 38-70 (Tabla consultada en CDS).
↑ Qian, S.-B.; He, J.-J.; Liu, L.; Zhu, L.-Y.; Liao, W. P. (2008). «A New Photometric Investigation of the W UMa-Type Binary BI CVn». The Astronomical Journal136 (6). pp. 2493-2501.
Datos:Q5715683
Marcha 31, 2024
canum, venaticorum, 63701, 2356, sistema, estelar, constelación, canes, venatici, magnitud, aparente, media, encuentra, años, sistema, solar, constelación, canes, venaticiascensión, recta, 03min, 41sdeclinación, 36º, distancia, años, aprox, magnitud, visual, c. BI Canum Venaticorum BI CVn HIP 63701 BD 37 2356 1 es un sistema estelar en la constelacion de Canes Venatici de magnitud aparente media 10 36 Se encuentra a 782 anos luz del sistema solar BI Canum Venaticorum A B Constelacion Canes VenaticiAscension recta a 13h 03min 16 41sDeclinacion d 36º 37 00 6 Distancia 782 anos luz aprox Magnitud visual 10 36 conjunta Magnitud absoluta 3 46 conjunta Luminosidad 2 2 1 solesTemperatura 6700 6720 KMasa 1 59 0 65 solesRadio 1 37 0 92 solesTipo espectral F8 conjunto Velocidad radial 5 30 km sCaracteristicas del sistema editarBI Canum Venaticorum es una estrella binaria de contacto lo que implica las dos estrellas al estar muy cerca la una de la otra comparten sus capas exteriores de gas Su tipo espectral conjunto es F8 La componente principal tiene una temperatura efectiva de 6700 K su masa es un 59 mayor que la masa solar y su radio es un 37 mas grande que el del Sol Contribuye con el 68 del total de la luminosidad del sistema La componente secundaria tiene el 41 de la masa de su acompanante lo que equivale a 0 65 masas solares Con una temperatura de 6720 K aunque otro estudio senala una temperatura inferior de 6684 K 2 tiene un radio ligeramente inferior al radio solar 3 El periodo orbital del sistema es de 0 3842 dias 9 22 horas y su grado de contacto es del 18 2 Variabilidad editarLa variabilidad de BI Canum Venaticorum fue descubierta en 1955 por Kippenhahn Posteriormente catalogada como variable W Ursae Majoris el brillo de BI Canum Venaticorum fluctua entre magnitud aparente 10 26 y 10 71 2 Se ha constatado que el periodo decrece a lo largo del tiempo siendo esta variacion de 1 51x10 7 dias por ano Esta disminucion se atribuye a dos mecanismos en primer lugar a la transferencia de masa desde la estrella primaria a la secundaria y en segundo lugar a la perdida de momento angular por frenado magnetico Asimismo la asimetria en la curva de luz del sistema parece estar causada por la existencia de manchas oscuras en la superficie de ambas estrellas 3 El periodo de BI Canum Venaticorum tambien varia a lo largo de un ciclo de 27 0 anos lo que puede deberse a la presencia de un tercer objeto en el sistema Dicho objeto completaria una orbita alrededor de la binaria de contacto cada 27 anos y su inclinacion orbital debe estar proxima a los 90 Su masa es de al menos 0 58 masas solares por lo que cabria esperar que fuese una enana roja En dicho supuesto la contribucion de la tercera estrella al total de luz del sistema seria mas importante en longitudes de onda largas sin embargo sucede justo lo contrario lo que ha llevado a pensar que la tercera componente pueda ser un objeto compacto como por ejemplo una enana blanca 3 Referencias editar V BI CVn Eclipsing binary SIMBAD a b c Pribulla T Kreiner J M Tremko J 2003 Catalogue of the field contact binary stars Contributions of the Astronomical Observatory Skalnate Pleso 33 1 pp 38 70 Tabla consultada en CDS a b c Qian S B He J J Liu L Zhu L Y Liao W P 2008 A New Photometric Investigation of the W UMa Type Binary BI CVn The Astronomical Journal 136 6 pp 2493 2501 nbsp Datos Q5715683 Obtenido de https es wikipedia org w index php title BI Canum Venaticorum amp oldid 157776077, wikipedia, wiki, leyendo, leer, libro, biblioteca,
