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- Sigma Aquilae (σ Aql / σ Aquilae) is a binary star in the constellation Aquila. It is approximately 680 light years from Earth. Sigma Aquilae is an eclipsing spectroscopic binary. Both components are detached blue-white B-type main sequence dwarfs which do not fill their Roche lobes. The mean apparent magnitude of the binary is +5.18. Because it is an eclipsing binary, σ Aquilae is also a variable star and its brightness varies by 0.2 magnitudes with a period equal to its orbital period of 1.95 days.
- Sigma Aquilae (σ Aql / σ Aquilae) és una estrella binària de la constel·lació Aquila. Està aproximadament a 680 anys-llum de la Terra. Sigma Aquilae és una binària eclipsant espectroscòpica. Els dos components són destacades blaves-blanques del tipus B de les nanes de la seqüència principal que no omplen els seus lòbuls de Roche. La magnitud aparent més important de la binària és +5,18. Degut a que és una binària eclipsant, σ Aquilae és també una estrella binària i el seu esclat varia 0,2 magnituds amb un període igual al seu període orbital de 1,95 dies.
- Sigma Aquilae (σ Aql / 44 Aquilae / HD 185507) es un sistema estelar en la constelación del Águila. De magnitud aparente +5,18, se encuentra a aproximadamente 680 años luz del Sistema Solar. Sigma Aquilae es una estrella binaria cercana cuyas componentes son dos estrellas blanco-azuladas de tipo espectral B3V. Son estrellas calientes con una temperatura superficial estimada de 18.500 K, y una luminosidad -tenida en cuenta la radiación emitida en el ultravioleta- de 1540 y 1400 soles, lo que supone que Sigma Aquilae A es un 10% más luminosa que Sigma Aquilae B. La masa de cada una de ellas es unas 6 veces mayor que la masa solar. De especial interés es la mínima separación entre ambas estrellas, 0,07 UA -o lo que es lo mismo, 15 radios solares-, en una órbita circular. Además, la inclinación de la misma respecto a nosotros hace que sea una binaria eclipsante; cada 1,95 días una de las estrellas eclipsa a la otra. El período de rotación está sincronizado con el período orbital, es decir, cada una de las estrellas presenta siempre la misma cara a la otra. Las fuerzas de marea y su rápida rotación (completan un giro en 2,3 y 1,9 días) hace que las estrellas no sean esféricas sino achatadas, lo que produce cambios en su brillo a medida que cambia su forma desde nuestra perspectiva, con independencia de los eclipses. Sin embargo, no están tan próximas como para que sus superficies se extiendan más allá de los lóbulos de Roche, y por tanto no hay transferencia de masa entre ellas.
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