- EQ Tauri
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EQ Tauri Constelación Tauro Ascensión recta α 03h 48min 13,43s Declinación δ +22º 18’ 50,9’’ Distancia 468 años luz Magnitud visual +11,12 (máxima) Magnitud absoluta +5,41 Luminosidad 1,33 + 0,62 soles Temperatura 5800 + 5754 K Masa 1,23 + 0,54 soles Radio 1,14 + 0,79 soles Tipo espectral G1 (conjunto) Velocidad radial +71,95 km/s EQ Tauri (EQ Tau / TYC 1260-909-1)[1] es una estrella variable encuadrada en la constelación de Tauro. De magnitud aparente máxima +11,12, está aproximadamente a 468 años luz del Sistema Solar.
EQ Tauri constituye una binaria de contacto en donde las dos componentes comparten su capa exterior de gas,[2] siendo el tipo espectral conjunto G1.[1] La componente primaria es una estrella de tipo solar con una envoltura convectiva muy profunda. Con una temperatura efectiva de 5800 K, tiene una masa de 1,23 masas solares. Su luminosidad es un 33% mayor que la del Sol. Su radio es un 14% más grande que el radio solar y gira sobre sí misma a gran velocidad, concretamente 80 veces más deprisa que el Sol. Presenta manchas estelares, las cuales, dependiendo del momento de observación, cubren entre el 3 y el 20% de la fotosfera de la estrella.[3]
La componente secundaria tiene una masa igual al 54% de la masa solar, lo que implica que la relación entre las masas de las dos estrellas del sistema q es igual a 0,442. Tiene una temperatura de 5754 K y una luminosidad igual al 62% de la luminosidad solar. Su masa es de 0,54 masas solares y su radio equivale a 4/5 partes del radio solar. En esta componente se ha detectado un período de actividad magnética de 23 años de duración.[3]
Como la práctica totalidad de binarias de contacto, EQ Tauri es también una binaria eclipsante —del tipo W Ursae Majoris—, cuyo brillo decae 0,53 magnitudes en el eclipse principal y 0,47 magnitudes en el secundario.[4] Ambas estrellas están separadas entre sí por sólo 2,48 radios solares o 0,012 UA. El período orbital del sistema es de 0,3413 días y se ha observado en él una variación cíclica de 48,5 años. Dicha variación puede estar originada por la presencia de un tercer cuerpo —cuya masa sería de 0,27 masas solares— o por variaciones magnéticas periódicas en la componente primaria.[3]
Referencias
- ↑ a b V* EQ Tau -- Eclipsing binary of W UMa type (SIMBAD)
- ↑ Pribulla, T.; Kreiner, J. M.; Tremko, J. (2003). «Catalogue of the field contact binary stars». Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso 33 (1). pp. 38-70 (Tabla consultada en CDS). http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2003CoSka..33...38P&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ a b c Yuan, Jinzhao; Qian, Shengbang (2007). «Variation of the period and light curves of the solar-type contact binary EQ Tauri». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 381 (2). pp. 602-610. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007MNRAS.381..602Y&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 (Tabla consultada en CDS). http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006A%26A...446..785M&db_key=AST&nosetcookie=1.
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