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Beta Aurigae

Beta Aurigae (latinizado de β Aurigae , abreviado Beta Aur , β Aur ), oficialmente llamado Menkalinan / m ɛ ŋ ˈ k æ l ɪ n æ n / , [10] [11] es un sistema estelar binario [12] en la constelación norteña de Auriga . La magnitud visual aparente combinada del sistema es 1,9, [4] lo que lo convierte en el segundo miembro más brillante de la constelación después de Capella . Usando las mediciones de paralaje realizadas durante la misión Hipparcos , la distancia a este sistema estelar puede estimarse en 81,1 años luz (24,9 parsecs ), más o menos un margen de error de medio año luz . [1]

A lo largo de sus respectivas órbitas alrededor de la Vía Láctea , Beta Aurigae y el Sol se están acercando uno al otro, de modo que en alrededor de un millón de años se convertirá en la estrella más brillante del cielo nocturno. [13]

Nomenclatura

Computadoras femeninas en el Observatorio de Harvard College ; en la pared hay un gráfico del brillo variable de β Aurigae en diciembre de 1889.

β Aurigae es la designación Bayer del sistema estelar . El nombre tradicional Menkalinan se deriva del árabe منكب ذي العنان mankib ðī-l-'inān "hombro del que lleva la rienda". En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [14] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín del WGSN de julio de 2016 [15] incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por el WGSN; que incluían Menkalinan para esta estrella.

Se la conoce como 五車三 (la Tercera Estrella de los Cinco Carros ) en la astronomía tradicional china .

Propiedades

Curva de luz para Beta Aurigae, trazada a partir de datos publicados por Southworth et al. (2007) [3]

Beta Aurigae es un sistema estelar binario, pero aparece como una sola estrella en el cielo nocturno. Las dos estrellas son estrellas subgigantes con líneas metálicas que pertenecen a la clasificación estelar de tipo A ; [3] tienen aproximadamente la misma masa y radio. Las entidades de tipo A son estrellas calientes que emiten una luz de tono blanco azulado; estas dos estrellas brillan más y emiten más calor que el Sol , que es una estrella de secuencia principal de tipo G2 . El par constituye un sistema binario espectroscópico eclipsante ; la magnitud aparente combinada varía durante un período de 3,96 días entre +1,89 y +1,94, ya que cada 47,5 horas una de las estrellas eclipsa parcialmente a la otra desde la perspectiva de la Tierra . [16] Las dos estrellas se designan Aa y Ab en los catálogos modernos, [17] [18] pero también se las ha denominado componentes 1 y 2 o A y B. [7] [8 ]

Hay un compañero óptico de magnitud 11 con una separación de187 ″ a partir de 2011, pero en aumento. También es una subgigante de clase A, pero es una estrella de fondo no relacionada. [17]

En una separación angular deA 13,9 ± 0,3  segundos de arco a lo largo de un ángulo de posición de 155° se encuentra una estrella compañera que es 8,5 magnitudes más débil que la primaria. Puede ser la fuente de la emisión de rayos X de las inmediaciones. [19] Se cree que el sistema Beta Aurigae es un miembro de la corriente del Grupo Móvil de la Osa Mayor . [20]

Véase también

Referencias

  1. ^ abcdef van Leeuwen, F. (noviembre de 2007), "Validación de la nueva reducción de Hipparcos", Astronomy and Astrophysics , 474 (2): 653–664, arXiv : 0708.1752 , Bibcode :2007A&A...474..653V, doi :10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600
  2. ^ ab Samus, NN; et al. (2017), "Catálogo general de estrellas variables", Astronomy Reports , 5.1, 61 (1): 80–88, Bibcode :2017ARep...61...80S, doi :10.1134/S1063772917010085, S2CID  125853869
  3. ^ abc Southworth, J.; Bruntt, H.; Buzasi, DL (junio de 2007), "Binarias eclipsantes observadas con el satélite WIRE. II. β Aurigae y oscurecimiento no lineal del limbo en curvas de luz", Astronomy and Astrophysics , 467 (3): 1215–1226, arXiv : astro-ph/0703634 , Bibcode :2007A&A...467.1215S, doi :10.1051/0004-6361:20077184, S2CID  16446042
  4. ^ abc Johnson, HL; et al. (1966), "Fotometría UBVRIJKL de las estrellas brillantes", Comunicaciones del Laboratorio Lunar y Planetario , 4 (99): 99, Bibcode :1966CoLPL...4...99J
  5. ^ Wilson, RE (1953), "Catálogo general de velocidades radiales estelares", Washington , Carnegie Institute of Washington DC , Bibcode :1953GCRV..C......0W
  6. ^ ab Torres, G.; Andersen, J.; Giménez, A. (febrero de 2010), "Masas y radios precisos de estrellas normales: resultados y aplicaciones modernas", The Astronomy and Astrophysics Review , 18 (1–2): 67–126, arXiv : 0908.2624 , Bibcode :2010A&ARv..18...67T, doi :10.1007/s00159-009-0025-1, S2CID  14006009
  7. ^ abcd Behr, Bradford B.; et al. (julio de 2011), "Astrofísica estelar con un espectrógrafo de transformada de Fourier dispersa. II. Órbitas de sistemas binarios espectroscópicos de doble línea", The Astronomical Journal , 142 (1): 6, arXiv : 1104.1447 , Bibcode :2011AJ....142....6B, doi :10.1088/0004-6256/142/1/6, S2CID  119099887
  8. ^ abcdefghij Nordstrom, B.; Johansen, KT (1994), "Radios y masas para beta Aurigae", Astronomía y Astrofísica , 291 (3): 777–785, Bibcode :1994A&A...291..777N
  9. ^ "apuesta Aur". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 18 de julio de 2012 .
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  11. ^ "Catálogo de nombres de estrellas de la IAU" . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  12. ^ Eggleton, PP; Tokovinin, AA (septiembre de 2008), "Un catálogo de multiplicidad entre sistemas estelares brillantes", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 389 (2): 869–879, arXiv : 0806.2878 , Bibcode :2008MNRAS.389..869E, doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x , S2CID  14878976
  13. ^ Tomkin, Jocelyn (abril de 1998). "Reyes celestiales pasados ​​y futuros". Sky and Telescope . 95 (4): 59–63. Código Bibliográfico :1998S&T....95d..59T.– basado en cálculos a partir de datos de HIPPARCOS . (Los cálculos excluyen estrellas cuya distancia o movimiento propio son inciertos.) PDF [ enlace muerto permanente ]
  14. ^ "Grupo de trabajo de la UAI sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  15. ^ "Boletín del Grupo de Trabajo de la UAI sobre Nombres de Estrellas, N.º 1" (PDF) . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  16. ^ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, EA; Torra, J. (febrero de 2006), "Un catálogo de variables eclipsantes", Astronomy and Astrophysics , 446 (2): 785–789, Bibcode :2006A&A...446..785M, doi : 10.1051/0004-6361:20053137 , hdl : 10995/73280
  17. ^ ab Mason, Brian D.; et al. (diciembre de 2001), "El CD-ROM Double Star del Observatorio Naval de los Estados Unidos de 2001. I. El catálogo de estrellas dobles de Washington", The Astronomical Journal , 122 (6): 3466–3471, Bibcode :2001AJ....122.3466M, doi : 10.1086/323920
  18. ^ Piccotti, Luca; et al. (febrero de 2020), "Un estudio de las propiedades físicas de los SB2 con órbitas tanto visuales como espectroscópicas", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 492 (2): 2709–2721, Bibcode :2020MNRAS.492.2709P, doi : 10.1093/mnras/stz3616
  19. ^ De Rosa, RJ; et al. (julio de 2011), "El sondeo de estrellas A de volumen limitado (VAST) - I. Compañeros y la inesperada detección de estrellas B6-A7 mediante rayos X", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 415 (1): 854–866, arXiv : 1103.4363 , Bibcode :2011MNRAS.415..854D, doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18765.x , S2CID  84181878
  20. ^ Giannuzzi, MA (agosto de 1979), "Sobre las binarias eclipsantes de la corriente de la Osa Mayor", Astronomía y Astrofísica , 77 (1–2): 214–222, Bibcode :1979A&A....77..214G

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