EP de la Guineueta
.svg){kind=small}
EP de la Guineueta (EP Vulpeculae) és un estel variable a la constel·lació de la Guineueta.[4] Les seves fluctuacions de lluentor són irregulars, variant la seva magnitud aparent entre +11,0 i +14,7.[5] La seva distància al sistema solar és de 510 parsecs (1.690 anys llum).[6]
EP Vulpeculae és una estrella S de tipus espectral S6,5-S8,7, una gegant vermella similar a les de tipus M però en l'espectre de les quals els òxids dominants són els formats per metalls del cinquè període de la taula periòdica.[7][8] Aquesta classe d'estels es caracteritzen per la pèrdua de massa estel·lar, que en el cas d'EP Vulpeculae s'estima en 2 × 10-7 masses solars per any. La seva temperatura efectiva és d'aproximadament 2.400 K i el seu diàmetre és 380 vegades més gran que el diàmetre solar.[9] La seva lluminositat bolomètrica és 4.000 vegades major que la del Sol.[6]
EP Vulpeculae és una estrella S «intrínseca» —els elements del procés-s i el carboni s'han format en el propi estel—, cosa que ve corroborada per la presència de tecneci a la seva atmosfera. La seva abundància relativa de ferro és considerablement inferior a la solar ([Fe/H] = -0,52) mentre que la seva relació [Zr/Tu] —proposta per a la classificació de les estrelles S— és de 0,80.[10] Igual que altres estrelles S com R Geminorum o W Aquilae, mostra emissió màser de SiO.[6]
Referències
[modifica]- ↑ «A search for cool carbon stars. VII. Vulpecula (l about 60 deg) region». Publications of the National Astronomical Observatory of Japan, 1999, pàg. 149–166.
- ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
- ↑ «V* EP Vul -- S Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 8 gener 2021].
- ↑ «EP Vulpeculae» (en anglès). VizieR - Catàleg General d'Estrelles Variables. [Consulta: 8 gener 2021].
- ↑ 6,0 6,1 6,2 Ramstedt, S.; Schöier, F. L.; Olofsson, H.; Lundgren, A. A. «Mass-loss properties of S-stars on the AGB». Astronomy and Astrophysics, 454, 2, 2006. pp. L103-L106.
- ↑ Guandalini, R.; Busso, M. «Infrared photometry and evolution of mass-losing AGB stars. II. Luminosity and colors of MS and S stars». Astronomy and Astrophysics, 488, 2, 2008. pp. 675-684.
- ↑ Ramstedt, S.; Schöier, F. L.; Olofsson, H. «Circumstellar molecular line emission from S-type AGB stars: mass-loss rates and SiO abundances». Astronomy and Astrophysics, 499, 2, 2009. 515-527.
- ↑ Ramstedt, S.; Schöier, F. L.; Olofsson, H. «Circumstellar molecular line emission from S-type AGB stars: mass-loss rates and SiO abundances». Astronomy and Astrophysics, 499, 2, 2009. 515-527.
- ↑ Vanture, Andrew D.; Wallerstein, George «Zirconium to Titanium Ratios in a Large Sample of Galactic S Stars». The Astrophysical Journal, 564, 1, 2002. 395-404.
