W Aquilae

W Aquilae
W Aquilae
W Aquilae con la vicina compagna ripresa dal Telescopio spaziale Hubble
Classe spettraleA: S66e[2](S39e - S69e[3])

B: F8/9[2]

Tipo di variabileVariabile Mira
Distanza dal Sole1 050 ± 70 anni luce (322 ± 21 pc)
CostellazioneAquila
Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta19h 15m 23.347s[1]
Declinazione07° 02′ 50.35″[1]
Dati fisici
Raggio medioA: 430 - 473[4] (870[5]) R⊙
Massa
A: 1,04 - 3[2]
B: 1,04 - 1,09[2] M⊙
Temperatura
superficiale
  • A: 2 250 - 3 175 K[4] (1 800[5])
    B: 5 900 - 6 170 K[2] (media)
Luminosità
A: 9 740 - 28 885[6] L⊙
Dati osservativi
Magnitudine app.A: 7,0 - 14,6[3]

B: 14.8[6]

Magnitudine ass.A: −0,7 / +6,9[6]

B: +7,1[6]

Parallasse3,1128±0,2018 mas[7]
Velocità radiale−18,0 km/s[8]
Nomenclature alternative
W Aql, IRAS 19126-0708, TYC 5142-2895-1, 2MASS J19152335-0702503, AAVSO 1910-07
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W Aquilae ( W Aql / SAO 143184 / GC 2525 ) è una stella variabile nella costellazione dell'Aquila.

Caratteristiche

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W Aquilae è una stella di tipo S con un tipo spettrale da S39e a S69e, una gigante rossa simile alle stelle di tipo M, ma in cui gli ossidi dominanti nello spettro sono formati da metalli del quinto periodo della tavola periodica. W Aquilae è anche ricca dell'elemento Tecnezio. Un'altra caratteristica di questa classe di stelle è la perdita di massa stellare, nel caso di W Aquilae è stimata in ~4×10−7 M⊙ all'anno. La sua temperatura effettiva varia tra 2250 e 3175 K e il suo diametro tra 430 e 473 R⊙. È anche una stella molto luminosa, tra 9 740 e 28 885 volte più del Sole.

Variabilità

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W Aquilae è una variabile la cui luminosità oscilla tra magnitudine +7,3 e +14,3 per un periodo di 490,43 giorni. Nelle variabili Mira (che prendono il nome da Mira, il prototipo), questa instabilità deriva dalla pulsazione nella superficie stellare, che causa cambiamenti di colore e luminosità. W Aquilae, una variabile Mira, mostra l'emissione di maser di monossido di silicio.

Compagna

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È stato rilevata una stella compagna di magnitudine 14,8 a 0,47" SO di W Aquilae, più debole di W Aquilae con una magnitudine assoluta di +7,1. Sebbene tale magnitudine assoluta corrisponderebbe a una stella di sequenza principale K4, dallo spettro è stata classificata come F5 o F8. La separazione tra le due stelle è di 160 au[9].

Pianeta X

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Uno studio del 2014 su W Aquilae e α Centauri con l'array ALMA ha sostenuto di aver rilevato accidentalmente un oggetto del sistema solare precedentemente sconosciuto. Ciò ha ricevuto ampia copertura da parte della stampa come potenziale scoperta del Pianeta X. L'articolo però è stato ritirato senza essere accettato per la pubblicazione peer-reviewed[10].

Note

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  1. ^ a b Høg E. et al, The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars, in Astronomy and Astrophysics, vol. 355, 2000, pp. L27, Bibcode:2000A&A...355L..27H, DOI:10.1888/0333750888/2862, ISBN 0333750888.
  2. ^ a b c d e Danilovich T., Olofsson G., Black J. H., Justtanont K., Olofsson H., Classifying the secondary component of the binary star W Aquilae, in Astronomy & Astrophysics, vol. 574, 2015, pp. A23, Bibcode:2015A&A...574A..23D, DOI:10.1051/0004-6361/201423672, arXiv:1501.00863.
  3. ^ a b SamusN. N., Durlevich O.V., VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013), in VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S, vol. 1, 2009, Bibcode:2009yCat....102025S.
  4. ^ a b Tevousjan S., Abdeli K.-S., Weiner J., Hale D.D.S., Townes C.H., Mid-Infrared Interferometry on Dust Shells around Four Late-Type Stars, in The Astrophysical Journal, vol. 611, 2004, p. 466, Bibcode:2004ApJ...611..466T, DOI:10.1086/421990.
  5. ^ a b Ramstedt S., Schöier F. L., Olofsson H., Circumstellar molecular line emission from S-type AGB stars: mass-loss rates and SiO abundances, in Astronomy and Astrophysics, vol. 499, n. 2, 2009, p. 515, Bibcode:2009A&A...499..515R, DOI:10.1051/0004-6361/200911730, arXiv:0903.1672, 515-527.
  6. ^ a b c d A. Mayer, A. Jorissen e F. Kerschbaum, Large-scale environments of binary AGB stars probed by Herschel: I. Morphology statistics and case studies of R Aquarii and W Aquilae⋆, in Astronomy & Astrophysics, vol. 549, 2013-1, pp. A69, DOI:10.1051/0004-6361/201219259. URL consultato il 15 settembre 2019.
  7. ^ Gaia Collaboration, A. G. A. Brown e A. Vallenari, Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties, in Astronomy & Astrophysics, vol. 616, 2018-8, pp. A1, DOI:10.1051/0004-6361/201833051. URL consultato il 17 settembre 2019.
  8. ^ Wilson Ralph Elmer, General catalogue of stellar radial velocities, in Washington, 1953, Bibcode:1953GCRV..C......0W.
  9. ^ Mayer, A.; Jorissen, A.; Kerschbaum, F.; Ottensamer, R.; Nowotny, W.; Cox, N. L. J.; Aringer, B.; Blommaert, J. A. D. L.; Decin, L.; Van Eck, S.; Gail, H.-P.; Groenewegen, M. A. T.; Kornfeld, K.; Mecina, M.; Posch, Thomas; Vandenbussche, B.; Waelkens, C. (2013). "Large-scale environments of binary AGB stars probed by Herschel. I. Morphology statistics and case studies of R Aquarii and W Aquilae". Astronomy & Astrophysics. 549: A69. arXiv:1211.3595. Bibcode:2013A&A...549A..69M. doi:10.1051/0004-6361/201219259.
  10. ^ Vlemmings, W.; Ramstedt, S.; Maercker, M.; Davidsson, B. (2015). "The serendipitous discovery of a possible new solar system object with ALMA". 1512: arXiv:1512.02650. arXiv:1512.02650. Bibcode:2015arXiv151202650V.
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