stringtranslate.com

Beta Centauro

Beta Centauri es un sistema estelar triple en la constelación austral de Centauro . Se llama oficialmente Hadar ( / ˈ h eɪ d ɑːr / ). La designación Bayer de Beta Centauri está latinizada de β Centauri y se abrevia Beta Cen o β Cen . La magnitud visual aparente combinada del sistema de 0,61 lo convierte en el segundo objeto más brillante de Centauro y la undécima estrella más brillante del cielo nocturno . Según las mediciones de paralaje del satélite astrométrico Hipparcos , la distancia a este sistema es de unos 390 años luz (120 pársecs ).

Nomenclatura

β Centauri (latinizado como Beta Centauri ) es la designación Bayer del sistema estelar .

Llevaba los nombres tradicionales Hadar y Agena . Hadar proviene del árabe حضار (el significado de la raíz es "estar presente" o "en el terreno" o "área poblada y civilizada" [11] ), mientras que se cree que el nombre Agena / ə ˈ dʒ iː n ə / es Derivado del latín genua , que significa "rodillas", por la posición de la estrella en la rodilla izquierda del centauro representado en la constelación de Centauro . En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [12] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. La WGSN aprobó el nombre Hadar para la estrella β Centauri Aa el 21 de agosto de 2016 y ahora figura así en el Catálogo de nombres de estrellas de la IAU. [13]

El nombre chino de la estrella es 马腹一 ( mandarín : mǎ fù yī, "la primera estrella del abdomen del caballo"). [14]

El pueblo Boorong, indígena de lo que hoy es el noroeste de Victoria, Australia, lo llamó Bermbermgle (junto con α Centauri ), [15] dos hermanos que se destacaron por su coraje y destructividad, y que lanzaron y mataron a Tchingal, "El Emú" ( Nebulosa Saco de Carbón ). ). [16] El pueblo Wotjobaluk nombra a los dos hermanos Bram-bram-bult . [15]

Visibilidad

Beta Centauri es una de las estrellas más brillantes del cielo con una magnitud de 0,61. Su brillo varía en unas pocas centésimas de magnitud, demasiado pequeño para ser perceptible a simple vista. [17] Debido a su tipo espectral y la detección de pulsaciones, la componente Aa ha sido clasificada como una variable β Cephei . [18]

Beta Centauri es bien conocida en el hemisferio sur como la interior de los dos "punteros" de la constelación Crux , conocida popularmente como Cruz del Sur. Una línea trazada desde el otro puntero, Alfa Centauri , a través de Beta Centauri conduce a unos pocos grados de Gacrux , la estrella en el extremo norte de la cruz. Usando Gacrux, un navegante puede trazar una línea con Acrux en el extremo sur para determinar efectivamente el sur. [19]

sistema estelar

El sistema Beta Centauri está formado por tres estrellas : Beta Centauri Aa, Beta Centauri Ab y Beta Centauri B. Todas las líneas espectrales detectadas son consistentes con una estrella de tipo B1, variando solo los perfiles de las líneas, por lo que se piensa que las tres estrellas tienen el mismo tipo espectral.

En 1935, Joan Voûte identificó Beta Centauri B, dándole el identificador VOU 31. La compañera está separada de la primaria por 1,3 segundos de arco , y así ha permanecido desde el descubrimiento, aunque el ángulo de posición ha cambiado seis grados desde entonces. Beta Centauri B es una enana B1 con una magnitud aparente de 4.

En 1967, la variación observada en la velocidad radial de Beta Centauri sugirió que Beta Centauri A es una estrella binaria . [20] [21] Esto se confirmó en 1999. [21] Consiste en un par de estrellas, β Centauri Aa y β Centauri Ab, de masa similar que orbitan entre sí durante un período de 357 días con una gran excentricidad de aproximadamente 0,8245. [4]

Se calculó que la pareja estaba separada por una distancia media de aproximadamente 4  unidades astronómicas (basada en una distancia al sistema de 161 pársecs) en 2005. [22]

Tanto Aa como Ab aparentemente tienen una clasificación estelar de B1 III, [22] y la clase de luminosidad III indica estrellas gigantes que están evolucionando alejándose de la secuencia principal . El componente Aa gira mucho más rápidamente que Ab, lo que hace que sus líneas espectrales sean más anchas y, por lo tanto, los dos componentes se pueden distinguir en el espectro . La componente Ab, la estrella de rotación lenta, tiene un fuerte campo magnético aunque no se han detectado peculiaridades de abundancia en su espectro. En la componente Aa se han detectado múltiples modos de pulsaciones, algunas de las cuales corresponden a variaciones de brillo, por lo que se considera que esta estrella es variable. Los modos de pulsación detectados corresponden a los de las variables β Cephei y a las estrellas B que pulsan lentamente . No se han detectado pulsaciones similares en el componente Ab, pero es posible que también se trate de una estrella variable. [4]

Aa tiene 12,02 ± 0,13 veces la masa del Sol, mientras que Ab tiene 10,58 ± 0,18 veces la masa. [4]

Referencias

  1. ^ abcde van Leeuwen (noviembre de 2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Código Bib : 2007A y A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ a b C Hoffleit, Dorrit; Jaschek, Carlos (1991). "El catálogo de Bright Star". New Haven, Connecticut: Observatorio de la Universidad de Yale, 5.ª edición revisada . Bibcode : 1991bsc..libro.....H.
  3. ^ abcd Ausseloos, M.; Aerts, C.; Lefever, K.; Davis, J.; Harmanec, P. (agosto de 2006). "Elementos de alta precisión de binarios espectroscópicos de doble línea de interferometría y espectroscopia combinadas. Aplicación a la estrella β Cephei β Centauri". Astronomía y Astrofísica . 455 (1): 259–269. arXiv : astro-ph/0605220 . Código Bib : 2006A y A...455..259A. doi :10.1051/0004-6361:20064829. S2CID  15425187.
  4. ^ abcdefgh Pigulski, A.; Cugier, H.; Popowicz, A.; Kuschnig, R.; Moffat, AFJ; Rucinski, SM; Schwarzenberg-Czerny, A.; Weiss, WW; Controlador, G.; Wade, Georgia; Koudelka, O.; Mateos, JM; Mochnacki, San; Orleański, P.; Pablo, H.; Ramiaramanantsoa, ​​T.; Whittaker, G.; Zocłońska, E.; Zwintz, K. (2016). "Estrellas pulsantes masivas observadas por la constelación BRITE. I. El sistema triple β Centauri (Agena)". Astronomía y Astrofísica . 588 : 17. arXiv : 1602.02806 . Código Bib : 2016A&A...588A..55P. doi :10.1051/0004-6361/201527872. S2CID  53382272. A55.
  5. ^ abcdefgh Shultz, YO; Wade, Georgia; Rivinio, Th; Alecian, E.; Neiner, C.; Pequeño, V.; Wisniewski, JP; Colaboración MiMeS; Colaboración BinaMIcS (2019). "Las primeras estrellas magnéticas de tipo B II: parámetros atmosféricos estelares en la era de Gaia". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 485 (2): 1508. arXiv : 1902.02713 . Código Bib : 2019MNRAS.485.1508S. doi :10.1093/mnras/stz416. S2CID  119463660.
  6. ^ ab Tokovinin, AA (1997). "MSC: un catálogo de estrellas múltiples físicas". Serie de suplementos de astronomía y astrofísica . 124 : 75. Código Bib : 1997A y AS..124...75T. doi : 10.1051/aas:1997181 .
  7. ^ ab Kaler, James B. "HADAR (Beta Centauri)". Estrellas . Universidad de Illinois . Consultado el 19 de diciembre de 2011 .
  8. ^ ab Alecian, E.; Kochukhov, O.; Neiner, C.; Wade, Georgia; De Batz, B.; Henrichs, H.; Grunhut, JH; Bouret, J.-C.; Briquet, M.; Gagne, M.; Naze, Y.; Oksala, YO; Rivinio, T.; Townsend, lado derecho; Walborn, NR; Weiss, W.; Colaboración de mimos (2011). "Primeros descubrimientos de HARPSpol de campos magnéticos en estrellas masivas". Astronomía y Astrofísica . 536 : L6. arXiv : 1111.3433 . Código Bib : 2011A y A...536L...6A. doi :10.1051/0004-6361/201118354. S2CID  51173988.
  9. ^ Allen, RH (1963). Nombres de estrellas: su tradición y significado (Reimpresión ed.). Nueva York: Dover Publications Inc. p. 154.ISBN​ 0-486-21079-0. Consultado el 12 de diciembre de 2010 .
  10. ^ "V* bet Cen - Estrella variable de tipo beta Cep". SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 19 de diciembre de 2011 .
  11. ^ HansWehr (1979). Diccionario de árabe escrito moderno. Editorial Otto Harrassowitz. ISBN 978-3-447-02002-2.
  12. ^ "Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  13. ^ "Catálogo IAU de nombres de estrellas" . Consultado el 12 de agosto de 2018 .
  14. ^ (en chino) AEEA (Actividades de exposición y educación en astronomía) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 29 日
  15. ^ ab Hamacher, Duane W.; Frew, David J. (2010). "Un registro aborigen australiano de la gran erupción de Eta Carinae". Revista de historia y patrimonio astronómicos . 13 (3): 220–34. arXiv : 1010.4610 . Código Bib : 2010JAHH...13..220H. doi :10.3724/SP.J.1440-2807.2010.03.06. S2CID  118454721.
  16. ^ Stanbridge, WM (1857). «Sobre la Astronomía y Mitología de los Aborígenes de Victoria» (PDF) . Instituto Filosófico de Transacciones Victoria . 2 : 137-140. Archivado desde el original (PDF) el 2 de junio de 2013.
  17. ^ Lefèvre, L.; Marchenko, SV; Moffat, AFJ; Acker, A. (2009). "Un estudio sistemático de la variabilidad entre estrellas OB basado en fotometría HIPPARCOS". Astronomía y Astrofísica . 507 (2): 1141. Código bibliográfico : 2009A y A...507.1141L. doi : 10.1051/0004-6361/200912304 .
  18. ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus + 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 : B/gcvs. Código Bib : 2009yCat....102025S.
  19. ^ Kyselka, voluntad; Lanterman, Ray E. (1976). Estrella del Norte a Cruz del Sur. Honolulu: Prensa de la Universidad de Hawaii . pag. 59. Bibcode : 1976nsts.book... K. ISBN 0-8248-0419-8.
  20. ^ Breger, M. (mayo de 1967). "Un estudio espectroscópico de dos variables de tipo B del sur". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 136 (1): 51–59. doi :10.1093/mnras/136.1.51.
  21. ^ ab Robertson, JG; Ropa de cama, TG; Aerts, C.; Waelkens, C.; Marson, RG; Barton, JR (enero de 1999). "Interferometría y espectroscopia de β Cen: una estrella β Cephei en un sistema binario". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 302 (1): 245–252. arXiv : astro-ph/9809158 . Código Bib : 1999MNRAS.302..245R. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02068.x .
  22. ^ ab Raassen, AJJ; Cassinelli, JP; Miller, NA; Mewe, R.; Tepedelenlioǧlu, E. (julio de 2006). "Observaciones XMM-Newton de β Centauri (B1 III): la estructura de temperatura en el plasma caliente y la conexión fotosfera-viento" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 437 (2): 599–609. Código Bib : 2005A y A...437..599R. doi : 10.1051/0004-6361:20052650 .