Las cinco estrellas más brillantes son todas de tono rojizo. A la sombra de los demás con una magnitud aparente de 3,8 se encuentra Alpha Apodis , un gigante naranja que tiene alrededor de 48 veces el diámetro y 928 veces la luminosidad del Sol. Un poco más débil es Gamma Apodis , otra estrella gigante envejecida. Delta Apodis es una estrella doble , cuyos dos componentes están separados por 103 segundos de arco y son visibles a simple vista. Se ha descubierto que dos sistemas estelares tienen planetas .
Historia
Detalle de Uranometria de Johann Bayer de 1603 , que muestra las constelaciones Apus, Chamaeleon, Musca (como "Apis", la abeja) y Triangulum Australe, así como el polo sur celeste.
Apus fue una de las doce constelaciones publicadas por Petrus Plancius a partir de las observaciones de Pieter Dirkszoon Keyser y Frederick de Houtman , quienes habían navegado en la primera expedición comercial holandesa, conocida como Eerste Schipvaart , a las Indias Orientales . Apareció por primera vez en un globo celeste de 35 cm (14 pulgadas) de diámetro publicado en 1598 en Amsterdam por Plancius con Jodocus Hondius . [4] De Houtman la incluyó en su catálogo de estrellas del sur en 1603 bajo el nombre holandés De Paradijs Voghel , "El Ave del Paraíso", [5] [6] y Plancius llamó a la constelación Paradysvogel Apis Indica ; la primera palabra en holandés significa "ave del paraíso". Se supone que Apis (latín, "abeja") fue un error tipográfico de avis ("pájaro"). [5] [2]
Después de su introducción en el globo de Plancius, la primera aparición conocida de la constelación en un atlas celeste fue en Uranometria del cartógrafo alemán Johann Bayer de 1603. [4] Bayer la llamó Apis Indica, mientras que sus colegas astrónomos Johannes Kepler y su yerno Jakob Bartsch lo llamó Apus o Avis Indica . [7] El nombre Apus se deriva del griego apous , que significa "sin pies". Esto se refería a la idea errónea occidental de que el ave del paraíso no tenía patas, que surgió porque a los únicos especímenes disponibles en Occidente se les quitaron las patas y las alas. Estos ejemplares comenzaron a llegar a Europa en 1522, cuando los supervivientes de la expedición de Fernando de Magallanes los trajeron a casa. [2] Más tarde, la constelación perdió parte de su cola cuando Nicolas-Louis de Lacaille usó esas estrellas para establecer Octans en la década de 1750. [2]
Características
Cubriendo 206,3 grados cuadrados y, por tanto, el 0,5002% del cielo, Apus ocupa el puesto 67 de las 88 constelaciones modernas por área. [8] Su posición en el hemisferio celeste sur significa que toda la constelación es visible para los observadores al sur de 7°N . [8] [a] Limita con Ara , Triangulum Australe y Circinus al norte, Musca y Chamaeleon al oeste, Octans al sur y Pavo al este. La abreviatura de tres letras de la constelación, adoptada por la Unión Astronómica Internacional en 1922, es "Aps". [9] Los límites oficiales de las constelaciones, establecidos por el astrónomo belga Eugène Delporte en 1930, [b] están definidos por un polígono de seis segmentos ( ilustrado en el cuadro de información ). En el sistema de coordenadas ecuatoriales , las coordenadas de ascensión recta de estos límites se encuentran entre las 13 h 49,5 my las 18 h 27,3 m , mientras que las coordenadas de declinación están entre −67,48 ° y −83,12 °. [3]
Características
Estrellas
Lacaille dio a doce estrellas designaciones Bayer , etiquetándolas desde Alfa hasta Kappa, incluidas dos estrellas una al lado de la otra como Delta y otras dos estrellas cercanas entre sí como Kappa. [7] Dentro de los límites de la constelación, hay 39 estrellas más brillantes o iguales a la magnitud aparente 6,5. [c] [8] Beta , Gamma y Delta Apodis forman un triángulo estrecho, con Alpha Apodis al este. [12] Las cinco estrellas más brillantes están teñidas de rojo, lo cual es inusual entre las constelaciones. [13]
Alpha Apodis es un gigante naranja de tipo espectral K3III situado a 430 ± 20 años luz de la Tierra, [14] con una magnitud aparente de 3,8. [15] Pasó gran parte de su vida como una estrella de secuencia principal azul-blanca (tipo B) antes de expandirse, enfriarse y brillar a medida que consumía el hidrógeno de su núcleo. [16] Se ha hinchado hasta alcanzar 48 veces el diámetro del Sol, [17] y brilla con una luminosidad aproximadamente 928 veces mayor que la del Sol, con una temperatura superficial de 4312 K. [18] Beta Apodis es un gigante naranja a 149 ± 2 años luz de distancia, [14] con una magnitud de 4,2. [15] Tiene alrededor de 1,84 veces la masa del Sol, con una temperatura superficial de 4677 K. [19] Gamma Apodis es un gigante amarillo de tipo espectral G8III ubicado a 150 ± 4 años luz de distancia, [14] con una magnitud de 3,87. Es aproximadamente 63 veces más luminosa que el Sol, con una temperatura superficial de 5279 K. [18] Delta Apodis es una estrella doble , cuyos dos componentes están separados por 103 segundos de arco y son visibles a través de binoculares. [20] Delta 1 es una estrella gigante roja de tipo espectral M4III ubicada a 630 ± 30 años luz de distancia. [14] Es una variable semirregular que varía de magnitud +4,66 a +4,87, [21] con pulsaciones de múltiples períodos de 68,0, 94,9 y 101,7 días. [22] Delta 2 es una estrella gigante naranja de tipo espectral K3III, [23] situada a 550 ± 10 años luz de distancia, [14] con una magnitud de 5,3. Los componentes separados se pueden distinguir a simple vista. [15]
La quinta estrella más brillante es Zeta Apodis con magnitud 4,8, [13] una estrella que se ha hinchado y enfriado hasta convertirse en un gigante naranja de tipo espectral K1III, con una temperatura superficial de 4649 K y una luminosidad 133 veces mayor que la del Sol. [18] Está a 300 ± 4 años luz de distancia. [14] Cerca de Zeta se encuentra Iota Apodis , un sistema estelar binario a 1.040 ± 60 años luz de distancia, [14] que está compuesto por dos estrellas de secuencia principal azul-blanca que orbitan entre sí cada 59,32 años. De los tipos espectrales B9V y B9,5 V, ambos tienen más de tres veces la masa del Sol. [24]
Eta Apodis es una estrella blanca de secuencia principal ubicada a 140,8 ± 0,9 años luz de distancia. [14] De magnitud aparente 4,89, es 1,77 veces más masivo, 15,5 veces más luminoso que el Sol y tiene 2,13 veces su radio. Esta estrella, de 250 ± 200 millones de años, emite un exceso de radiación infrarroja de 24 μm, que puede deberse a un disco de polvo que orbita a una distancia de más de 31 unidades astronómicas de ella. [25]
Theta Apodis es una gigante roja fría de tipo espectral M7 III ubicada a 350 ± 30 años luz de distancia. [14] Brilla con una luminosidad aproximadamente 3879 veces mayor que la del Sol y tiene una temperatura superficial de 3151 K. [18] Una variable semirregular, varía en 0,56 magnitudes con un período de 119 días [26] —o aproximadamente 4 meses . [15] Está perdiendo masa a un ritmo de 1,1 × 10 −7 veces la masa del Sol por año a través de su viento estelar . El material polvoriento expulsado de esta estrella interactúa con el medio interestelar circundante , formando un arco de choque a medida que la estrella se mueve a través de la galaxia. [27] NO Apodis es una gigante roja de tipo espectral M3III que varía entre magnitudes 5,71 y 5,95. [28] Situado a 780 ± 20 años luz de distancia, brilla con una luminosidad estimada en 2059 veces la del Sol y tiene una temperatura superficial de 3568 K. [18] S Apodis es una rara R Coronae Borealis variable , una extremadamente hidrógeno -Se cree que la supergigante deficiente surgió como resultado de la fusión de dos enanas blancas; Se han descubierto menos de 100 hasta 2012. Tiene una magnitud inicial de 9,7. [29] R Apodis es una estrella a la que se le dio una designación de estrella variable , pero resultó no ser variable. De magnitud 5,3, [13] es otro gigante naranja.
Se han descubierto exoplanetas en dos sistemas estelares mediante espectroscopia Doppler , y desde entonces se ha descubierto que la compañera subestelar de un tercer sistema estelar, la estrella similar al Sol HD 131664 , es una enana marrón con una masa calculada de 23 veces la de Júpiter ( mínimo de 18 y máximo de 49 masas jovianas). [30] HD 134606 es una estrella amarilla parecida al Sol de tipo espectral G6IV que ha comenzado a expandirse y enfriarse en la secuencia principal . [31] Tres planetas la orbitan con períodos de 12, 59,5 y 459 días, sucesivamente mayores a medida que se alejan de la estrella. [32] HD 137388 es otra estrella, de tipo espectral K2IV, que es más fría que el Sol y ha comenzado a enfriarse en la secuencia principal. [31] Alrededor del 47% de la luz y el 88% de la masa del Sol, con el 85% de su diámetro, se cree que tiene alrededor de 7,4 ± 3,9 mil millones de años. [33] Tiene un planeta que es 79 veces más masivo que la Tierra y orbita su sol cada 330 días a una distancia promedio de 0,89 unidades astronómicas (AU). [34]
La Vía Láctea cubre gran parte del área de la constelación. [36] De los objetos de cielo profundo en Apus, hay dos cúmulos globulares prominentes , NGC 6101 e IC 4499 , y una gran nebulosa tenue que cubre varios grados al este de Beta y Gamma Apodis. [37] NGC 6101 es un cúmulo globular de magnitud aparente 9,2 ubicado a unos 50.000 años luz de distancia de la Tierra, [38] que tiene unos 160 años luz de diámetro. Tiene alrededor de 13 mil millones de años y contiene una alta concentración de estrellas masivas y brillantes conocidas como rezagadas azules , que se cree que son el resultado de la fusión de dos estrellas. [39] IC 4499 es un cúmulo globular suelto en el halo galáctico medio-lejano ; [40] su magnitud aparente es 10,6. [41]
Las galaxias de la constelación son débiles. [37] IC 4633 es una galaxia espiral muy tenue rodeada por una gran cantidad de nebulosas de flujo integradas en la línea de visión de la Vía Láctea : grandes nubes débiles que se cree que están iluminadas por un gran número de estrellas. [38]
^ Si bien partes de la constelación técnicamente se elevan por encima del horizonte para los observadores entre 7 ° N y 22 ° N , las estrellas dentro de unos pocos grados del horizonte son, a todos los efectos, inobservables. [8]
^ Delporte había propuesto estandarizar los límites de las constelaciones a la Unión Astronómica Internacional, quien estuvo de acuerdo y le asignó el papel principal. [10]
^ Los objetos de magnitud 6,5 se encuentran entre los más débiles visibles a simple vista en los cielos nocturnos de transición suburbano-rural. [11]
^ abcd Ridpath, Ian. "Apus". Cuentos de estrellas . Consultado el 10 de abril de 2012 .
^ abc "Apus, límite de constelación". Las Constelaciones . Unión Astronómica Internacional . Consultado el 14 de febrero de 2014 .
^ ab Ridpath, Ian . "Gráfico estelar del sur de Johann Bayer". Cuentos de estrellas . autoeditado . Consultado el 30 de mayo de 2016 .
^ ab Ley, Willy (diciembre de 1963). "Los nombres de las constelaciones". Para tu información. Ciencia ficción galáctica . págs. 90–99.
^ Ridpath, Ian. "Catálogo de Frederick de Houtman". Cuentos de estrellas . autoeditado . Consultado el 30 de mayo de 2016 .
^ ab Wagman, Morton (2003). Estrellas perdidas: estrellas perdidas, desaparecidas y problemáticas de los catálogos de Johannes Bayer, Nicholas Louis de Lacaille, John Flamsteed y otros . Blacksburg, Virginia: Compañía editorial McDonald & Woodward. págs. 30–32. ISBN978-0-939923-78-6.
^ abcd Ridpath, Ian . "Constelaciones: Andrómeda-Indo". Cuentos de estrellas . autoeditado . Consultado el 26 de agosto de 2015 .
^ Ridpath, Ian . "Límites de las constelaciones: cómo surgieron los contornos de las constelaciones modernas". Cuentos de estrellas . autoeditado . Consultado el 1 de junio de 2016 .
^ Bortle, John E. (febrero de 2001). "La escala de cielo oscuro de Bortle". Cielo y telescopio . Consultado el 26 de agosto de 2015 .
^ Thompson, Mark (2013). Una guía realista del cosmos. Nueva York, Nueva York: Random House. ISBN978-1-4481-2691-0.
^ abc Arnold, HJP; Doherty, Pablo; Moore, Patricio (1999). El Atlas Fotográfico de las Estrellas. Boca Ratón, Florida: CRC Press. pag. 144.ISBN _978-0-7503-0654-6.
^ abcdefghi marrón, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .
^ abcd Ridpath, Ian (2017). Guía de Estrellas y Planetas . Princeton, Nueva Jersey: Princeton University Press. págs. 78–79. ISBN978-0-691-17788-5.
^ Kaler, James B. (6 de abril de 2007). "Aplicaciones alfa". Estrellas . Universidad de Illinois . Consultado el 30 de marzo de 2016 .
^ Pasinetti Fracassini, LE; Pastori, L.; Covino, S.; Pozzi, A. (2001). "Catálogo de Diámetros Aparentes y Radios Absolutos de Estrellas (CADARS) - Tercera edición - Comentarios y estadísticas". Astronomía y Astrofísica . 367 (2): 521–524. arXiv : astro-ph/0012289 . Código Bib : 2001A y A...367..521P. doi :10.1051/0004-6361:20000451. S2CID 425754.
^ abcde McDonald, yo; Zijlstra, AA; Boyer, ML (2012). "Parámetros fundamentales y excesos de infrarrojos de las estrellas Hipparcos". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 427 (1): 343–57. arXiv : 1208.2037 . Código Bib : 2012MNRAS.427..343M. doi :10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x. S2CID 118665352.
^ Liu, YJ; Zhao, G.; Shi, JR; Pietrzyński, G.; Gieren, W. (2007). "La abundancia de gigantes rojos cercanos". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 382 (2): 553–66. Código Bib : 2007MNRAS.382..553L. doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11852.x .
^ Privett, subvención; Jones, Kevin (2013). Atlas de observación de constelaciones. Nueva York, Nueva York: Springer Science & Business Media. pag. 13.ISBN _978-1-4614-7648-1.
^ Watson, Christopher (25 de agosto de 2009). "Delta1 Apodis". El índice internacional de estrellas variables . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 30 de marzo de 2016 .
^ Tabur, V.; Ropa de cama, TR; Beso, LL; Luna, TT; Szeidl, B.; Kjeldsen, H. (2009). "Fotometría a largo plazo y períodos de 261 gigantes M pulsantes cercanos". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 400 (4): 1945–61. arXiv : 0908.3228 . Código Bib : 2009MNRAS.400.1945T. doi :10.1111/j.1365-2966.2009.15588.x. S2CID 15358380.
^ Houk, N.; Cowley, AP (1975). "Catálogo de tipos espectrales bidimensionales de la Universidad de Michigan para las estrellas HD. Volumen I. Declinaciones −90_ a −53_ƒ0". Catálogo de tipos espectrales bidimensionales de las estrellas HD de la Universidad de Michigan. Volumen I. Declinaciones −90° a −53,0° . Código bibliográfico : 1975mcts.book.....H.
^ Docobo, JA; Andrade, M. (2013). "Propiedades dinámicas y físicas de 22 binarios descubiertos por WS Finsen". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 428 (1): 321–39. Código bibliográfico : 2013MNRAS.428..321D. doi : 10.1093/mnras/sts045 .
^ Plavchan, Peter; Werner, MW; Chen, CH; Stapelfeldt, KR; Su, KYL; Stauffer, JR; Canción, I. (2009). "Nuevos discos de escombros alrededor de estrellas jóvenes de baja masa descubiertos con el telescopio espacial Spitzer". La revista astrofísica . 698 (2): 1068–94. arXiv : 0904.0819 . Código bibliográfico : 2009ApJ...698.1068P. doi :10.1088/0004-637X/698/2/1068. S2CID 51417657.
^ Yeşilyaprak, C.; Aslan, Z. (2004). "Relación período-luminosidad para variables semirregulares de tipo M de paralajes de Hipparcos". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 355 (2): 601–07. Código Bib : 2004MNRAS.355..601Y. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08344.x .
^ Cox, NLJ; Kerschbaum, F.; van Marle, A.-J.; Decin, L.; Ladjal, D.; Mayer, A.; Groenewegen, MAT; van Eck, S.; Royer, P.; Ottensamer, R.; Ueta, T.; Jorissen, A.; Mecina, M.; Meliani, Z.; Luntzer, A.; Blommaert, JADL; Posch, Th.; Vandenbussche, B.; Waelkens, C. (2012). "Un estudio en el infrarrojo lejano de arcos de choque y proyectiles desprendidos alrededor de estrellas AGB y supergigantes rojas". Astronomía y Astrofísica . 537 : A35. arXiv : 1110.5486 . Código Bib : 2012A y A...537A..35C. doi :10.1051/0004-6361/201117910. S2CID 56041336.Ver tabla 1, IRAS 14003-7633.
^ Watson, Christopher (25 de agosto de 2009). "NO Apodis". El índice internacional de estrellas variables . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 31 de marzo de 2015 .
^ Tisserand; Clayton; galés; Pilecki; Wyrzykowski; Kilkenny (2012). "La búsqueda continua de estrellas R Coronae Borealis: la encuesta ASAS-3 ataca de nuevo". Astronomía y Astrofísica . 551 : 22. arXiv : 1211.2475 . Código Bib : 2013A&A...551A..77T. doi :10.1051/0004-6361/201220713. S2CID 59060842. A77.
^ Refert, S.; Quirrenbach, A. (2011). "Restricciones de masa sobre candidatos a compañeros subestelares a partir de los datos astrométricos intermedios re-reducidos de Hipparcos: nueve planetas confirmados y dos enanas marrones confirmadas". Astronomía y Astrofísica . 527 : A140. arXiv : 1101.2227 . Código Bib : 2011A y A...527A.140R. doi :10.1051/0004-6361/201015861. S2CID 54986291.
^ ab Gray, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF; McFadden, MT; Bubar, EJ; McGahee, CE; O'Donoghue, AA; Knox, ER (julio de 2006). "Contribuciones al proyecto Estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 dentro de 40 pc-The Southern Sample". La Revista Astronómica . 132 (1): 161-170. arXiv : astro-ph/0603770 . Código Bib : 2006AJ....132..161G. doi :10.1086/504637. S2CID 119476992.
^ Schlaufman, Kevin C. (2014). "Pruebas de escenarios de formación in situ para sistemas compactos multiplanetas". La revista astrofísica . 790 (2): 11. arXiv : 1402.7075 . Código Bib : 2014ApJ...790...91S. doi :10.1088/0004-637X/790/2/91. S2CID 8130257. 91.
^ Bonfanti, A.; Ortolani, S.; Piotto, G.; Nascimbeni, V. (2015). "Revisión de las edades de las estrellas que albergan planetas". Astronomía y Astrofísica . 575 (A18): 17. arXiv : 1411.4302 . Código Bib : 2015A y A...575A..18B. doi :10.1051/0004-6361/201424951. S2CID 54555839.
^ Dumusque, X.; Lovis, C.; Ségransan, D.; Alcalde, M.; Udri, S.; Benz, W.; Bouchy, F.; Lo Curto, G.; Mordasini, C.; Pepe, F.; Queloz, D.; Santos, Carolina del Norte; Naef, D. (2011). "La búsqueda HARPS de planetas extrasolares del sur. XXX. Sistemas planetarios alrededor de estrellas con ciclos magnéticos similares al solar y variación de actividad a corto plazo". Astronomía y Astrofísica . 535 : A55-A66. arXiv : 1107.1748 . Código Bib : 2011A y A...535A..55D. doi :10.1051/0004-6361/201117148. S2CID 119192207. Archivado desde el original el 29 de mayo de 2015 . Consultado el 29 de mayo de 2016 .
^ "IC 4499: revisión de la edad de un cúmulo globular". Imagen de la semana de la ESA/Hubble . Consultado el 5 de agosto de 2014 .
^ Inglis, Mike (2004). Astronomía de la Vía Láctea: la guía del observador del sur de la Vía Láctea. Nueva York, Nueva York: Springer. págs. 124-27. ISBN978-1-85233-709-4.
^ ab Malin, David; Frew, David J. (1995). Objetos astronómicos de Hartung para telescopios del sur, con un anexo para los observatorios del norte: un manual para observadores aficionados. Melbourne, Victoria: Publicaciones de la Universidad de Melbourne. ISBN978-0-522-87124-1.
^ ab Chadwick, Stephen; Cooper, Ian (2012). Imágenes del cielo austral: una guía para astrónomos aficionados . Saltador. pag. 240.ISBN _978-1-4614-4750-4.
^ O'Meara, Stephen James (2003). Compañeros del cielo profundo: los objetos Caldwell . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. págs. 409–412. ISBN978-0-521-82796-6.
^ Ferraro, yo; Ferraro, FR; Pecci, F. Fusi; Corsi, CE; Buonanno, R. (agosto de 1995). "Cúmulos globulares jóvenes en la Vía Láctea: IC 4499". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 275 (4): 1057–1076. Código bibliográfico : 1995MNRAS.275.1057F. doi : 10.1093/mnras/275.4.1057 .
^ Frommert, Hartmut. "CI 4499". Estudiantes para la Exploración y Desarrollo del Espacio . Consultado el 22 de abril de 2012 .
enlaces externos
Wikimedia Commons tiene medios relacionados con Apus (constelación).
La guía fotográfica profunda de las constelaciones: Apus