49 Leonis

49 Leonis
49 Leonis Aa/Ab
Constelación Leo
Ascensión recta α 10h 35min 02,16s
Declinación δ +08º 39’ 01,5’’
Distancia 428 años luz
Magnitud visual +5,67 (conjunta)
Magnitud absoluta -0,09 (conjunta)
Luminosidad 116 / 16,5 soles
Temperatura 9360 / 7490 K
Masa 3,73 / 2,24 soles
Radio 4,14 / 2,43 soles
Tipo espectral A2V / ?
Velocidad radial +5,67 km/s
Otros nombres HD 91636 / HR 4148
HIP 51802 / SAO 118380

49 Leonis (49 Leo / TX Leonis)[1] es un sistema estelar en la constelación de Leo situado muy cerca de la eclíptica, 51 minutos de arco al este de ρ Leonis. De magnitud aparente +5,67, se encuentra a 428 años luz del Sistema Solar.

49 Leonis es, en primera instancia, una estrella binaria cuya componente principal es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A2V. Ésta tiene una temperatura efectiva de 9360 K y una luminosidad 116 veces superior a la luminosidad solar. Con una masa 3,73 veces mayor que la del Sol, su radio es 4,1 veces más grande que el radio solar. Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 23 km/s.[2] La componente secundaria tiene una temperatura de 7490 K y es 7 veces menos luminosa que su compañera. Su masa es 2,24 veces mayor que la del Sol y es 2,43 veces más grande que éste.[3]

Ambas estrellas constituyen una binaria eclipsante, semejante a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis. Cada 2,445 días, el brillo de 49 Leonis disminuye 0,09 magnitudes cuando tiene lugar el eclipse principal —en el que la estrella secundaria intercepta la luz de la estrella primaria—, mientras que también hay un eclipse secundario que provoca un descenso de brillo de 0,03 magnitudes.[4] Por ello, 49 Leonis recibe la denominación de TX Leonis en cuanto a estrella variable.

Una tercera estrella completa el sistema estelar. De magnitud aparente +8,10, visualmente se encuentra a 2,18 segundos de arco de la binaria.[5] Tiene una masa de 1,69 masas solares y completa una órbita alrededor de la binaria cada 2330 años.[6]

Véase también

Referencias

  1. ↑ V* TX Leo -- Eclipsing binary of Algol type (SIMBAD)
  2. ↑ Royer, F.; Zorec, J.; Gómez, A. E. (2007). «Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions». Astronomy and Astrophysics 463 (2). pp. 671-682. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...463..671R&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  3. ↑ 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. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006MNRAS.370.2013S&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  4. ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. (2006). «A catalogue of eclipsing variables». Astronomy and Astrophysics 446 (2). pp. 785-789. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006A%26A...446..785M&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  5. ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2). pp. 869-879. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008MNRAS.389..869E&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  6. ↑ Tokovinin, A. (2008). «Comparative statistics and origin of triple and quadruple stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2). pp. 925-938. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008MNRAS.389..925T&db_key=AST&nosetcookie=1. 

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