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Alfa Acuario

Alpha Aquarii , oficialmente llamada Sadalmelik ( / ˌ s æ d əl ˈ m ɛ l ɪ k / ), [15] es una estrella supergigante amarilla en la constelación de Acuario . La magnitud visual aparente de 2,94 [2] la convierte en la segunda estrella más brillante de Acuario. Según las mediciones de paralaje realizadas por la sonda espacial Gaia , se encuentra a una distancia de aproximadamente 690 años luz (210 parsecs ) del Sol . [5] Se está alejando del Sol con una velocidad radial de 7,5 km/s. [4]

Forma el componente primario o "A" de una estrella doble designada WDS J22058-0019; el componente secundario o "B" es UCAC2 31789179. [16] Sin embargo, el par es solo un binario óptico, siendo UCAC2 31789179 una estrella de fondo. [16]

Nomenclatura

α Aquarii ( latinizado como Alpha Aquarii ) es la designación Bayer de la estrella . WDS J22058-0019 A es su designación en el Catálogo de Estrellas Dobles de Washington .

Llevaba el nombre tradicional Sadalmelik , que derivaba de una expresión árabe سعد الملك ( sa'd al-malik ), que significa "suerte del rey". El nombre Rucbah también se había aplicado a esta estrella; aunque compartía ese nombre con Delta Cassiopeiae . [14] Es solo una de las dos estrellas con nombres propios antiguos que se encuentran a un grado del ecuador celeste . El origen del nombre árabe se pierde en la historia. [17] En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [18] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN aprobó el nombre Sadalmelik para Alpha Aquarii (WDS J22058-0019 A) el 21 de agosto de 2016, y ahora está incluido en la Lista de nombres de estrellas aprobados por la UAI (Delta Cassiopeiae recibió el nombre Ruchbah ). [15]

En chino ,危宿( Wēi Xiù ), que significa Azotea (asterismo) , se refiere a un asterismo que consiste en Alpha Aquarii, Theta Pegasi y Epsilon Pegasi . [19] En consecuencia, el nombre chino para Alpha Aquarii en sí es危宿一( Wēi Xiù yī , español: la Primera Estrella de la Azotea ). [20]

Propiedades

Con una edad de 53 millones de años, [3] Alpha Aquarii ha evolucionado hasta convertirse en una supergigante con una clasificación estelar de G2 Ib. [3] Se encuentra dentro de la franja de inestabilidad de las Cefeidas del diagrama de Hertzsprung-Russell , cerca del borde rojo (más frío), pero no está clasificada como una estrella variable . Sin embargo, se han detectado núcleos variables en las líneas de hidrógeno , que se originan en una envoltura circunestelar. [9] La estrella tiene un viento estelar masivo que alcanza una velocidad supersónica en la cromosfera . [21]

Existe cierta incertidumbre sobre la distancia de Alpha Aquarii. El catálogo original de Hipparcos daba una paralaje de4,3 ± 0,83  mas , lo que se traduce en una distancia de233 ± 45  parsecs , o 760 años luz . [22] Sin embargo, la reducción de Hipparcos de 2007 da una paralaje que implica una distancia de161 ± 5 pc , o 520 años luz. [23] La tercera publicación de datos de Gaia ( Gaia DR3 ) proporciona una paralaje de4,94 ± 0,43 mas , lo que se traduce a una distancia de202 ± 17 pc , o 660 años luz . [1]

El diámetro angular de Alpha Aquarii se ha medido en3,066 ± 0,036  mas . [24] A su distancia estimada, [5] se traduce en un radio de 70 veces el radio del Sol . [8] Con una masa insuficiente para explotar como una supernova, lo más probable es que se convierta en una enana blanca masiva similar a Sirio B. [ 25] Está irradiando 3.900 veces más luminosidad que el Sol desde su atmósfera exterior [7] a una temperatura efectiva de5.190  K. [9] A esta temperatura, la estrella brilla con el tono amarillo de una estrella de tipo G. [ 26] El examen de esta estrella con el Observatorio de rayos X Chandra muestra que tiene una deficiencia significativa de rayos X en comparación con las estrellas de secuencia principal de tipo G. Este déficit es una característica común de las primeras estrellas gigantes de tipo G. [10]

El compañero visual (UCAC2 31789179) tiene una magnitud visual aparente de aproximadamente 12,2. Se encuentra a una separación angular de 110,4  segundos de arco de Alpha Aquarii a lo largo de un ángulo de posición de 40°. [13]

Referencias

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  2. ^ abcde Cousins, AWJ (1984), "Estandarización de la fotometría de banda ancha de estándares ecuatoriales", Circulares del Observatorio Astronómico Sudafricano , 8 : 59, Bibcode :1984SAAOC...8...59C
  3. ^ abcd Lyubimkov, Leonid S.; et al. (febrero de 2010), "Parámetros fundamentales precisos para supergigantes de tipo A, F y G en la vecindad solar", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 402 (2): 1369–1379, arXiv : 0911.1335 , Bibcode :2010MNRAS.402.1369L, doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x , S2CID  119096173
  4. ^ ab Wielen, R.; et al. (1999), "Sexto Catálogo de Estrellas Fundamentales (FK6). Parte I. Estrellas fundamentales básicas con soluciones directas", Veröff. Astron. Rechen-Inst. Heidelb , 35 (35), Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg: 1, Bibcode :1999VeARI..35....1W
  5. ^ abc Bailer-Jones, CAL; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Demleitner, M.; Andrae, R. (1 de marzo de 2021). "Estimación de distancias a partir de paralajes. V: Distancias geométricas y fotogeométricas a 1.470 millones de estrellas en Gaia Early Data Release 3". The Astronomical Journal . 161 (3): 147. arXiv : 2012.05220 . Código Bibliográfico :2021AJ....161..147B. doi : 10.3847/1538-3881/abd806 . ISSN  0004-6256.Los datos sobre esta estrella se pueden ver aquí.
  6. ^ ab Soubiran, C.; et al. (2008). "Distribución vertical de estrellas del disco galáctico. IV. AMR y AVR de gigantes agrupados". Astronomía y Astrofísica . 480 (1): 91–101. arXiv : 0712.1370 . Bibcode :2008A&A...480...91S. doi :10.1051/0004-6361:20078788. S2CID  16602121.
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  18. ^ Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN), Unión Astronómica Internacional , consultado el 22 de mayo de 2016 .
  19. ^ (en chino) 中國星座神話, escrito por 陳久金. Publicado por 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 . 
  20. ↑ (en chino)香港太空館- 研究資源 - 亮星中英對照表 Archivado el 18 de agosto de 2010 en Wayback Machine , Museo Espacial de Hong Kong. Consultado en línea el 23 de noviembre de 2010.
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