G 21-15
G 21-15 (Ross 137 / WD 1824+040 / EGGR 125) ye un sistema estelar compuestu por trés nanes blanques. Xunto a WD 1704+481, ye l'únicu sistema conocíu d'estes carauterístiques. Ta asitiáu aproximao a 179 años lluz de distancia del Sistema Solar en direición a la constelación d'Ophiuchus.
 G 21-15 | |
|---|---|
| estrella[1] y Nana blanca[1] | |
| Parte de |
** FAR 20 (en)  [2] |
| Datos d'observación | |
| Ascensión reuta (α) | 276,80453017599 °[3] |
| Declinación (δ) | 4,0629979262579 °[3] |
| Distancia a la Tierra | 44,6124 pc |
| Magnitú aparente (V) | 13,889 (banda V) |
| Velocidá radial | 67 km/s[5] |
| Parallax | 22,4153 mas[3] |
| Gravedá superficial | 46 000 000 cm/s²[6] |
| Tipu espectral | DA+DC[6] |
| Otros nomes | |
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Ver llista
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Coordenaes: 
18h 27m 13.087s, 4° 3′ 46.793″
El sistema consta de dos componentes bien próximes, G 21-15 A y G 21-15 B, que formen una binaria espectroscópica con un periodu de 6,27 díes, y una tercera componente más alloñada, G 21-15 C, visualmente a 58,6 segundos d'arcu del par AB. La distancia ente la componente C y el par AB ye d'unes 3200 UA.
Les observaciones del sistema binariu próximu, de tipu espectral DA4, pueden esplicase pola presencia d'una componente caliente de baxa masa y otra más fría pero más masiva. G 21-15 A, con una temperatura efectivo de 15.000 K y una masa de 0,35 mases solares, sería la componente más lluminosa del sistema con magnitú absoluta +10,38; G 21-15 B, con una temperatura de 10.000 K y una masa de 0,60 mases solares, sería la componente menos lluminosa con magnitú absoluta +12,15. G 21-15 A probablemente ye una nana blanca con un nucleu d'heliu ente que G 21-15 B tien un nucleu de carbonu-oxíxenu.
Per otra parte, los colores de G 21-15 C en lluz visible y infrarroxu concuerden con una nana blanca con una atmósfera d'heliu y una temperatura efectivo de 4750 K. La paralax trigonométrica da una magnitú absoluta de +15,30, que correspuende a una masa de 0,57 mases solares. La so cinemática ye consistente con una estrella de discu que la so edá tea entendida ente 5000 y 10.000 millones d'años.
Envalórase que la edá conxunta del sistema ye de siquier 8100 millones d'años. El proxenitores de G 21-15 A y G 21-15 B teníen una masa próximo a la masa solar, tando separaes ≈ 1 UA. Al ser G 21-15 B más masiva que G 21-15 A, abandonó unos 500 millones d'años primero que la so compañera la secuencia principal.
Referencies
editar- ↑ 1,0 1,1 Afirmao en: SIMBAD.
- ↑ Afirmao en: Catálogo de Estrellas Dobles Washington.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 Afirmao en: Gaia DR2. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: 25 abril 2018.
- ↑ «UBVRI photometric standard stars around the celestial equator: updates and additions» (n'inglés). The Astronomical Journal (5): páxs. 4186–4269. 2 abril 2009. doi:.
- ↑ «The Einstein redshift in white dwarfs» (n'inglés). The Astrophysical Journal: páxs. 283–298. 1967. doi:.
- ↑ 6,0 6,1 A. Gianninas (avientu 2015). «Constraints on the initial-final mass relation from wide double white dwarfs» (n'inglés). The Astrophysical Journal (1): páxs. 63. doi:.
- G 21-15 (SIMBAD)
- Farihi, J.; Becklin, Y. Y.; Zuckerman, B. (2005). «Low-Luminosity Companions to White Dwarfs». The Astrophysical Journal Supplement Series 161 (2). pp. 394-428. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2005ApJS..161..394F&db_key=AST&nosetcookie=1.
Coordenaes: 18h 27m 13.087s, 4° 3′ 46.793″
Datos: Q5396188
