- GP Cephei
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GP Cephei Aa/Ab Constelación Cepheus Ascensión recta α 22h 58min 45,6s Declinación δ +56º 07’ 34’’ Distancia 1450 años luz Magnitud visual +9,03 (conjunta) Magnitud absoluta ? Luminosidad 29.650 / 15.170 soles Temperatura 38.900 K Masa 15-16 / 24 soles Tipo espectral WN6 / O Velocidad radial -55 km/s GP Cephei (GP Cep / HD 211853 / HIP 110154 / WR 153ab)[1] es un sistema estelar en la constelación de Cefeo de magnitud aparente +9,03. De acuerdo a la paralaje medida por el satélite Hipparcos, se encuentra a 1450 años luz del Sistema Solar.[1]
GP Cephei es un sistema cuádruple compuesto por dos sistemas binarios. El par principal —GP Cephei Aa/Ab— tiene un período orbital de 6,6884 días[2] y consta de una estrella de Wolf-Rayet de tipo espectral WN6 junto a una estrella azul de tipo O3-6. Las estrellas de Wolf-Rayet —de las que apenas hay 300 catalogadas en nuestra galaxia— constituyen una etapa normal en la evolución de estrellas muy masivas, y en su espectro se observan líneas de emisión intensas de helio y nitrógeno. La estrella de Wolf-Rayet de GP Cephei, como es característico de esta clase de estrellas, tiene una temperatura efectiva muy elevada —37.660 K— y brilla con una luminosidad 29.650 veces superior a la del Sol. Su masa es aproximadamente 15 o 16 veces mayor que la masa solar[3] [4] aunque pierde masa estelar a un ritmo comprendido entre 0,8 y 3 × 10-5 masas solares por año.[5] Por su parte, la componente azul tiene una temperatura aproximada de 20.650 K. Es 15.170 veces más luminosa que el Sol y 24 veces más masiva que éste.[3] La edad de esta binaria —estimada a partir de diversos modelos evolutivos— es de unos 2,2 millones de años.[4] El par constituye una binaria eclipsante cuyo brillo disminuye 0,11 magnitudes durante el eclipse.[6]
La otra binaria del sistema, GP Cephei Ba/Bb, esta constituida por una supergigante blanco-azulada de tipo B0I y una componente B1V-III. También es una binaria eclipsante, aunque en este caso se observan en su curva de luz dos mínimos por ciclo, siendo el período de este subsistema de 3,47 días.[5]
Por último cabe señalar que GP Cephei es considerada una estrella fugitiva, ya que se mueve a través del espacio con una velocidad inusitadamente alta en relación al medio interestelar circundante.[4]
Véase también
Referencias
- ↑ a b GP Cephei (SIMBAD)
- ↑ Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H.; Fekel, F. C.; Hartkopf, W. I.; Levato, H.; Morrell, N. I.; Torres, G.; Udry, S. (2004). «SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits». Astronomy and Astrophysics 424. pp. 727-732 (Tabla consultada en CDS). http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2004A%26A...424..727P&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ a b Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F. (2010). «Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants». Astronomische Nachrichten 331 (4). p. 349. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2010AN....331..349H&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ a b c Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (2011). «A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 410 (1). pp. 190-200. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?2011MNRAS.410..190T&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ a b Demers, H.; Moffat, A. F. J.; Marchenko, S. V.; Gayley, K. G.; Morel, T. (2002). «The Quadruple Wolf-Rayet System GP Cephei: Spectral Types, Masses, Mass-Loss Rate, and Colliding Winds». The Astrophysical Journal 577 (1). pp. 409-421. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?2002ApJ...577..409D&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ 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.
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