BX Circini
|
Observationsdata Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| Konstellation | Circinus |
| Rätt uppstigning | 14 h 01 m 36.468 s |
| Deklination | −66° 09′ 56,30″ |
| Skenbar magnitud (V) | 12.58 |
| Egenskaper | |
| Spektral typ | OB+ |
| Variabel typ | PV Telescopii variabel |
| Astrometri | |
| Korrekt rörelse (μ) | RA: −8,293 mas / år Dec.: 2,215 mas / år |
| Parallax (π) | 0,2695 ± 0,0373 mas |
| Distans | cirka. 12 000 ly (ca 3 700 st ) |
| Detaljer | |
| Massa | 0,42 ± 0,12 M ☉ |
| Radie | 2,31 ± 0,10 R ☉ |
| Ytgravitation (log g ) | 3,35 ± 0,1 cgs |
| Andra beteckningar | |
| Databasreferenser | |
| SIMBAD | data |
BX Circini är en stjärna i stjärnbilden Circinus . Dess variation upptäcktes 1995, med dess skenbara magnitud från 12,57 till 12,62 under en period av 2 timmar och 33 minuter. Den klassificeras för närvarande som en PV Telescopii variabel stjärna, men har lagts fram som prototypen för en ny klass av pulserande stjärna – BX Circini-variablerna – tillsammans med det enda andra kända exemplet, V652 Herculis. Denna klass av stjärna är sällsynt, möjligen för att detta är ett kort skede av stjärnutveckling. Dess massa har beräknats till cirka 40 procent av solens, men radien är några gånger större än solens. Den genomsnittliga yttemperaturen är hög och har uppmätts till 23 390 ± 90 K med hjälp av optiska spektra, men 1 750 K svalare om man analyserar det i både visuellt och ultraviolett. Temperaturen verkar variera med 3450 K.
Denna stjärna har en extremt låg andel väte , som först märktes 1980. Faktum är att över 99% av dess sammansättning verkar vara helium , vilket kvalificerar den som en extrem heliumstjärna . Dess ursprung är oklart, men tros vara ett resultat av sammanslagning av en heliumvit dvärg med en kol/syre. De två smälter samman våldsamt, med material från den ljusare heliumvita dvärgen som bildar det yttre höljet. Den resulterande stjärnan expanderar och lyser som en gul jätte , dess yttre heliumskal antänds och genomgår sammansmältning när material fortsätter att ansamlas från den ljusare stjärnan. Stjärnans storlek bibehålls av vikten på heliumskalet, och när det väl har blivit tillräckligt lätt och heliumet är uttömt börjar stjärnan värmas och krympa och blir den mindre blå stjärnan som nu observeras.