RZ de la Grua
.svg){kind=small} RZ de la Grua | |
|---|---|
| Tipus | estrella variable cataclísmica, font propera a infrarrojos i objecte blau  |
| Tipus espectral (estel) | B6[1] |
| Constel·lació | Grua |
| Època | J2000.0 |
| Característiques físiques i astromètriques | |
| Distància de la Terra | 542,8587 pc [2] |
| Magnitud aparent (V) | 12,04 (banda V)[3] |
| Paral·laxi | 1,7766 mas[4] |
| Moviment propi (declinació) | 0,095 mas/a [4] |
| Moviment propi (ascensió recta) | 23,779 mas/a [4] |
| Ascensió recta (α) | 22h 47m 12.0066s[4] |
| Declinació (δ) | -43° 15' 21.2791''[4] |
| Catàlegs astronòmics | |
GSC 08010-00064 (GSC) 2MASS J22471199-4244385 (2MASS) uvby98 620168128 (Catàleg fotoelètric fotomètric uvbyβ) AC2000 3979267 (L'AC 2000: el catàleg astrogràfic sobre el sistema definit pel catàleg Hipparcos) Gaia DR2 6544371342567818496 (Gaia Data Release 2) RZ Gru (Catàleg General d'Estrelles Variables) AAVSO 2241-43 (AAVSO) TYC 8010-64-1 (Catàleg Tycho) TIC 121422158 (TESS Input Catalog) Gaia DR3 6544371342567818496 (Gaia DR3)
| |
RZ de la Grua (RZ Gruis) és un sistema binari similar a una nova, en la constel·lació de la Grua compost per una nana blanca i una estrella de seqüència principal de tipus F. Generalment és de magnitud aparent de 12,3, amb una minva ocasional a 13,4. Hom creu que els seus components s'orbiten els uns als altres aproximadament cada 8,5 a 10 hores (molt més llarg que la majoria de variables similars a les noves, que tenen períodes d'entre 3 ó 4 hores). Pertany al subgrup d'UX Ursae Majoris, sistemes d'estrelles variables cataclísmiques, on el material de l'estrella donant es dibuixa a la nana blanca on forma un disc d'acreció que queda brillant i fa fora de les dues estrelles components. El sistema s'hi troba a uns 1.434 anys llum de la Terra.[5]
Originàriament anomenada i descoberta com a variable el 1949, es va descobrir que RZ Gruis era una estrella variable cataclísmica després que s'investigara el seu espectre el 1980. Considerat inicialment com una estrella de tipus B calenta i blava, hom va trobar que tenia línies espectrals de Balmer de l'àtom d'hidrogen. Si es tractara d'una estrella de seqüència principal del tipus B (i, per tant, estiga a una distància remota de 35.000 anys llum), estaria molt fora del pla galàctic. Els investigadors van proposar que les línies d'emissió sorgien d'un disc d'acreció al voltant d'una nana blanca en lloc de l'estrella mateixa. El sistema és poc conegut, encara que s'ha calculat que l'estrella donant és de tipus espectral F5V. Aquestes estrelles tenen espectres molt similars a una nova que ha tornat a la tranquil·litat després dels esclats, tot i que no s'ha observat que hagueren esclatat. L'Associació Americana d'Observadors d'Estrelles Variables recomana mirar aquesta classe d'estrelles per a esdeveniments futurs com ara possibles erupcions noves.[6]
Referències
[modifica]- ↑ Afirmat a: SIMBAD.
- ↑ Afirmat a: Gaia Data Release 2. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
- ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
- ↑ Bisol, Alexandra C.; Godon, Patrick; Sion, Edward M. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 124, 912, 2012, pàg. 158–63. arXiv: 1112.3711. Bibcode: 2012PASP..124..158B. DOI: 10.1086/664464.
- ↑ «UX Ursae Majoris». AAVSO. [Consulta: 10 gener 2021].
