T Ursae Minoris - T Ursae Minoris
| Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
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|---|---|
| Constelación | Osa Menor |
| Ascensión recta | 13 h 34 m 41.120 s |
| Declinación | + 73 ° 25 ′ 52,99 ″ |
| Magnitud aparente (V) | 7,8 - 15 |
| Caracteristicas | |
| Etapa evolutiva | M4e-M6e |
| Tipo variable | SR (anteriormente Mira ) |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | -9 km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: −13.031 mas / año Diciembre: +5.948 mas / año |
| Paralaje (π) | 0.2901 ± 0.0872 mas |
| Distancia | aprox. 11.000 ly (aprox. 3.000 pc ) |
| Detalles | |
| Masa | 1,66 ± 0,10 M ☉ |
| Radio | 290 ± 15 R ☉ |
| Luminosidad | 4080 L ☉ |
| Temperatura | 3200 ± 30 K |
| Metalicidad [Fe / H] | −0,07 dex |
| Edad | 0,17 ± 0,21 Gyr |
| Otras designaciones | |
| Referencias de la base de datos | |
| SIMBAD | datos |
T Ursae Minoris ( T UMi ) es una estrella en la constelación de la Osa Menor , ubicada 2'30 "al oeste-suroeste de 3 Ursae Minoris hacia el borde occidental de la constelación con Draco.
Propiedades
Una gigante roja que varía entre los tipos espectrales M4e y M6e y con una temperatura superficial de 3300 K , es una variable Mira de largo período que varía de magnitud 7.8 a 15. Estas son estrellas envejecidas altamente evolucionadas que se encuentran en la rama gigante asintótica , su amplio rango en magnitud, lo que los convierte en objetivos ideales para el seguimiento por parte de observadores de estrellas aficionados.
T Ursae Minoris ha sido monitoreado de cerca desde 1905. Hasta 1979, su brillo había variado durante un período de 310 a 315 días. Sin embargo, a partir de 1979 su período disminuyó repentinamente a 274 días, y desde entonces parece estar disminuyendo en 2,75 días por ciclo. Los observadores de estrellas variables Janet Mattei y Grant Foster propusieron que la estrella acababa de sufrir un destello de helio , un punto en el que "la capa de helio alrededor del núcleo denso de la estrella alcanza una masa crítica y se enciende", lo que "influye en la pulsación de la estrella a través de cambios en la luminosidad y el radio de la superficie ". A mediados de 2008, su período había disminuido a 230 días (eliminándolo por definición de la clase de variables Mira ), antes de cambiar a pulsación como estrella variable semirregular, con un período dominante de 113,6 días. Este ha sido el cambio más dramático de cualquier variable de Mira. La falta de tecnecio en su espectro indica que no tiene una edad tan avanzada como otras estrellas de tipo Mira, ya que aún no ha extraído este tipo de material de su núcleo o tiene una masa insuficiente para que esto ocurra.