XX Centauri
XX Centauri (XX Cen / HD 118769 / HIP 66696)[1] es una estrella variable en la constelación de Centauro de magnitud aparente media +7,82, no siendo por tanto visible a simple vista. Su distancia estimada al sistema solar es de aproximadamente 4600 años luz.[2]
| Constelación | Centaurus |
| Ascensión recta α | 13h 40min 18,64s |
| Declinación δ | -57º 36’ 47,4’’ |
| Distancia | 4600 años luz (aprox) |
| Magnitud visual | +7,82 (media) |
| Magnitud absoluta | -3,77 |
| Luminosidad | 2750 soles |
| Temperatura | 5260 - 6020 K |
| Masa | 3,3 soles |
| Radio | 58 soles |
| Tipo espectral | F7/8II (variable) |
| Velocidad radial | -16,6 km/s |
XX Centauri pertenece al grupo de las cefeidas, variables caracterizadas por mostrar una estrecha relación entre su período de oscilación y su magnitud absoluta, tipificadas por η Aquilae o Mekbuda (ζ Geminorum). Más tenue que éstas, el brillo de XX Centauri varía entre magnitud aparente +7,30 y +8,31 a lo largo de un período de 10,9535 días.[2] De tipo espectral F7/F8II,[1] su temperatura efectiva es de 5260[3]- 6020 K.[4] Tiene un radio 58 veces más grande que el radio solar y una masa estimada 3,3 veces mayor que la del Sol.[4] Su metalicidad —abundancia relativa de elementos más pesados que el helio— es un 25 % superior al del Sol, con un índice de metalicidad [Fe/H] = +0,10.[2]
XX Centauri es una estrella binaria espectroscópica con un período orbital de 924,1 días.[2]
Véase también
Referencias
- XX Centauri (SIMBAD)
- Groenewegen, M. A. T. (2008). «Baade-Wesselink distances and the effect of metallicity in classical cepheids». Astronomy and Astrophysics 488 (1). pp. 25-35.
- Romaniello, M.; Primas, F.; Mottini, M.; Pedicelli, S.; Lemasle, B.; Bono, G.; François, P.; Groenewegen, M. A. T.; Laney, C. D. (2008). «The influence of chemical composition on the properties of Cepheid stars. II. The iron content». Astronomy and Astrophysics 488 (2). pp. 731-747.
- Neilson, Hilding R.; Lester, John B. (2008). «On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation». The Astrophysical Journal 684 (1). pp. 569-587.
Datos: Q6169002