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Gamma Pegaso

Gamma Pegasi es una estrella de la constelación de Pegaso , ubicada en la esquina sureste del asterismo conocido como la Gran Plaza. Tiene el nombre formal Algenib / æ l ˈ dʒ iː n ɪ b / ; [14] [15] la designación de Bayer Gamma Pegasi está latinizada de γ Pegasi y se abrevia Gamma Peg o γ Peg . La magnitud visual aparente promedio de +2,84 [4] la convierte en la cuarta estrella más brillante de la constelación. La distancia a esta estrella se midió utilizando la técnica del paralaje , arrojando un valor de aproximadamente 470 años luz (144 pársecs ).

Nomenclatura

Gamma Pegasi es la designación de Bayer de la estrella . Aunque también tenía el nombre tradicional de Algenib , este nombre también se utilizó para Alpha Persei . En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [16] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín de la WGSN de julio de 2016 [17] incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por la WGSN; que incluía a Algenib para esta estrella (Alpha Persei recibió el nombre de Mirfak ).

El asterismo de γ Pegasi y α Andromedae , en la astronomía hindú, se llama Uttara Bhādrapadā (उत्तरभाद्रपदा) o Uttṛṭṭāti. Es el nakshatra número 26 . En chino ,壁宿( Bìxiù ), que significa Muro (asterismo), se refiere a un asterismo que consta de γ Pegasi y α Andromedae . [18] En consecuencia, el nombre chino de γ Pegasi es壁宿一( Bìxiù yī , inglés: la primera estrella del muro ). [19]

Propiedades

Una curva de luz para Gamma Pegasi, trazada a partir de datos TESS [20]

En 1911, el astrónomo estadounidense Keivin Burns descubrió que la velocidad radial de Gamma Pegasi variaba ligeramente. Esto fue confirmado en 1953 por el astrónomo estadounidense D. Harold McNamara , quien la identificó como una variable Beta Cephei . [5] (En ese momento la identificó como una estrella Beta Canis Majoris , que posteriormente fue designada variable Beta Cephei). [21] Tiene un período de pulsación radial de 0,15175 días (3,642 horas), pero también muestra el comportamiento de una estrella B (SPB) que pulsa lentamente con tres frecuencias pulsacionales adicionales. [5] De ahí que se considere un pulsador híbrido . [22] Su magnitud varía entre +2,78 y +2,89 en el transcurso de cada ciclo de pulsación. [2]

Se trata de una estrella grande con casi nueve [3] veces la masa del Sol y cerca de cinco [9] veces el radio del Sol . La clasificación estelar de B2 IV [3] sugiere que se trata de una estrella subgigante que está agotando el hidrógeno de su núcleo y está en proceso de evolucionar alejándose de la secuencia principal . O gira muy lentamente sin una velocidad de rotación mensurable o se ve casi desde el polo. [12] Gamma Pegasi tiene una luminosidad total de 5.840 veces la del Sol, [10] que irradia desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de más de 21.000 K. [9] A esta temperatura, la estrella brilla con una tonalidad azul-blanca. [23]

La estrella tiene un campo magnético débil (de -10 G a 30 G, [24] un límite superior en una intensidad de campo magnético dipolar de aproximadamente40G  [ 25 ] ).

Referencias

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  2. ^ ab Samus, NN; et al. (2017). "Catálogo General de Estrellas Variables". Informes de astronomía . 5.1. 61 (1): 80–88. Código Bib : 2017ARep...61...80S. doi :10.1134/S1063772917010085. S2CID  125853869.
  3. ^ abcde Tetzlaff, N.; Neuhauser, R.; Hohle, MM (enero de 2011), "Un catálogo de estrellas Hipparcos jóvenes fugitivas a 3 kpc del Sol", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 410 (1): 190–200, arXiv : 1007.4883 , Bibcode :2011MNRAS.410 ..190T, doi :10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, S2CID  118629873
  4. ^ abc Crawford, DL; Barnes, JV; Golson, JC (1971), "Fotometría de cuatro colores, H-beta y UBV para estrellas brillantes de tipo B en el hemisferio norte", The Astronomical Journal , 76 : 1058, Bibcode : 1971AJ..... 76.1058C, doi :10.1086/111220
  5. ^ abcWalczak , P.; Daszyńska-Daszkiewicz, J. (diciembre de 2010), "Asteroseismología compleja del pulsador híbrido tipo B γ Pegasi: una prueba de opacidades estelares", Astronomische Nachrichten , 331 (9/10): 1057–1060, arXiv : 1004.2366 , Bibcode :2010AN....331.1057W, doi :10.1002/asna.201011456, S2CID  119218384
  6. ^ Wilson, Ralph Elmer (1953), "Catálogo general de velocidades radiales estelares", Publicación del Carnegie Institute Washington DC , Washington: Carnegie Institution of Washington , Bibcode : 1953GCRV..C......0W
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  14. ^ Kunitzsch, Paul; Inteligente, Tim (2006). Un diccionario de nombres de estrellas modernos: una breve guía de 254 nombres de estrellas y sus derivaciones (2ª ed. rev.). Cambridge, Massachusetts: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  15. ^ "Catálogo IAU de nombres de estrellas" . Consultado el 28 de julio de 2016 .
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  18. ^ (en chino) pág. 170,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 . 
  19. ^ (en chino)香港太空館 – 研究資源 – 亮星中英對照表 Archivado el 25 de octubre de 2008 en Wayback Machine , Museo Espacial de Hong Kong. Consultado en línea el 23 de noviembre de 2010.
  20. ^ "MAST: Archivo Barbara A. Mikulski para telescopios espaciales". Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial . Consultado el 8 de diciembre de 2021 .
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  23. ^ "El color de las estrellas", Australia Telescope, Outreach and Education , Organización de Investigación Científica e Industrial de la Commonwealth , 21 de diciembre de 2004, archivado desde el original el 18 de marzo de 2012 , consultado el 16 de enero de 2012
  24. ^ Butkovskaya VV, Plachinda SI (2007). "Un estudio de la estrella β Cephei γ Pegasi: binaridad, campo magnético, rotación y pulsaciones". Astronomía y Astrofísica . 469 (3 de julio): 1069-1076. doi : 10.1051/0004-6361:20065563 . Hemos detectado la presencia de un débil campo magnético en la estrella. La componente longitudinal del campo varía de -10 G a 30 G con la rotación estelar. El período de rotación más probable es P_rot = 6,6538 ± 0,0016 días. Tanto el periodo orbital como el rotacional son múltiplos enteros de la diferencia entre ellos: P_orb/|P_orb - P_rot| = 42.002, y P_rot/|P_orb - P_rot| = 41.002. Se detectó una variación en el campo magnético longitudinal durante el período de pulsación con una amplitud de aproximadamente 7 G.
  25. ^ Niner, C.; et al. (Febrero de 2014), "γ Pegasi: probando campos magnéticos similares a Vega en estrellas B", Astronomía y astrofísica , 562 : 8, arXiv : 1312.3521 , Bibcode :2014A&A...562A..59N, doi :10.1051/0004-6361 /201323093, S2CID  54652836, A59, Encontramos que no hay firmas magnéticas visibles en los datos espectropolarimétricos de muy alta calidad. El campo longitudinal promedio medido en los datos de Narval es Bl = −0,1 ± 0,4 G. Derivamos un límite superior muy estricto de la intensidad del campo dipolar de Bpol ~ 40 G.

enlaces externos