Delta Velorum ( δ Velorum , abreviado Delta Vel , δ Vel ) es un sistema estelar triple en la constelación austral de Vela , cerca del límite con Carina , y forma parte de la Falsa Cruz . Según las mediciones de paralaje , se encuentra aproximadamente a 80,6 años luz (24,7 parsecs ) del Sol . Es una de las estrellas que a veces se encuentra cerca del polo sur celeste debido a la precesión .
δ Velorum consiste en un sistema binario eclipsante , designado Delta Velorum A, y un tercer compañero más distante, Delta Velorum B. Los dos componentes de δ Velorum A se designan Aa (oficialmente llamado Alsephina / æ l s ɪ ˈ f aɪ n ə / , el nombre tradicional para todo el sistema) y Ab.
δ Velorum ( latinizado como Delta Velorum ) es la designación Bayer del sistema . Las designaciones de los dos constituyentes como Delta Velorum A y B , y las de los componentes de A —Delta Velorum Aa y Ab— derivan de la convención utilizada por el Catálogo de Multiplicidad de Washington (WMC) para sistemas estelares múltiples , y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU). [11]
Delta Velorum llevaba el nombre tradicional Alsafinah , que proviene del nombre árabe al-safīnah que significa "el barco", en referencia a la antigua constelación griega Argo Navis , el barco de los Argonautas . Se utilizó por primera vez en una traducción árabe del siglo X del Almagesto , escrita por el astrónomo griego Ptolomeo en el siglo II d. C. Aunque el nombre originalmente se refería a una constelación entera, se asignó a esta estrella brillante en particular al menos ya en 1660, cuando apareció en la famosa Harmonia Macrocosmica de Andreas Cellarius , un libro holandés del siglo XVII magníficamente ilustrado sobre el cosmos . [12] En 2016, la IAU organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [13] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN decidió atribuir nombres propios a estrellas individuales en lugar de a sistemas múltiples completos . [14] Aprobó el nombre Alsephina para el componente δ Velorum Aa el 5 de septiembre de 2017 y ahora está incluido en la Lista de nombres de estrellas aprobados por la UAI. [15]
La Falsa Cruz es un asterismo formado por Delta y Kappa Velorum junto con Iota Carinae y Epsilon Carinae . Se llama así porque a veces se confunde con la Cruz del Sur , lo que provoca errores en la astronavegación . [16]
En chino ,天社( Tiān Shè ), que significa Templo del Dios Celestial de la Tierra , se refiere a un asterismo que consiste en Delta Velorum, Gamma 2 Velorum , Kappa Velorum y b Velorum . [17] En consecuencia, Delta Velorum en sí es conocida como天社三( Tiān Shè sān ), "la Tercera Estrella del Templo del Dios Celestial de la Tierra". [18] En una visión china diferente, esta estrella aparece en un asterismo con el nombre dado de Koo She ( chino : 弧矢, hú shǐ, "Arco y Flecha"), que comprende Delta Velorum, Omega Carinae y estrellas de Canis Major . [19]
Delta Velorum es un sistema estelar triple. Los componentes externos, δ Velorum A y B, tienen una órbita amplia con un período de 143 años . El componente primario A tiene una magnitud aparente de 2,00, mientras que el secundario B tiene una magnitud de 5,54, con una magnitud combinada medida en 1,96. [20] En 2013, las dos estrellas estaban separadas por 0,6", pero tienen una órbita excéntrica y su separación promedio a lo largo de toda la órbita es de casi 2". [7]
En 1978, en las Actas del Observatorio Astronómico Australiano se informó que el componente principal era un binario espectroscópico , lo que fue confirmado por el satélite Hipparcos . [21]
En 2000 se anunció que los componentes internos Aa y Ab forman un sistema binario eclipsante , con un período orbital de 45,15 días y una excentricidad de 0,230. [10] El semieje mayor de su órbita corresponde a una separación media de90.61 R ☉ . [22] Delta Velorum es el sistema binario eclipsante más brillante conocido, aunque Algol tiene un mínimo más profundo y es más fácil de observar visualmente. Las observaciones de variabilidad en el sistema Delta Velorum fueron realizadas independientemente por astrónomos terrestres y la sonda espacial Galileo en Júpiter . [21] El par interno se resolvió utilizando interferometría en 2007, y luego utilizando óptica adaptativa NACO con el Very Large Telescope . La fotometría de los componentes de δ Velorum A da magnitudes visuales aparentes de 2,33 y 3,44. [3] Las órbitas precisas permiten una paralaje dinámico deSe obtendrán 39,8 ± 0,4 mas , lo que representa una distancia de 25,1 parsecs. [7]
Otro sistema binario se encuentra a una separación angular de 69 segundos de arco de δ Velorum, a veces denominado δ Velorum C y D. El par está compuesto por una estrella de magnitud 11 y una estrella de magnitud 13, que están separadas por 6 segundos de arco. Se espera que las dos estrellas, con tipos espectrales aproximados de G8V y K0V, estén más distantes que δ Velorum y no estén asociadas físicamente. [23]
HD 76653 es un probable compañero en movimiento (96% de probabilidad); los dos tienen una separación física estimada de 2,2 años luz (0,6605 pc) con movimientos propios similares . [24] Ambos son probablemente miembros del Grupo de Movimiento de la Osa Mayor . [25]
Se han medido los brillos de las tres estrellas en longitudes de onda visuales e infrarrojas mediante óptica adaptativa. Las propiedades físicas que se desprenden de sus brillos superficiales e índices de color sugieren tipos espectrales de A2IV, A4V y F8V, respectivamente. [3]
Se pueden calcular propiedades físicas más precisas de las estrellas utilizando parámetros orbitales precisos. Ambos miembros del sistema binario espectroscópico Delta Velorum A son estrellas ligeramente evolucionadas que aún se encuentran en la secuencia principal . El componente Aa tiene 2,5 veces la masa del Sol , 2,6 veces el radio del Sol y está irradiando 56 veces la luminosidad del Sol a una temperatura efectiva de9.470 K. El componente Ab es sólo ligeramente más pequeño, con 2,4 veces la masa y el radio del Sol, con una luminosidad de 47 veces la del Sol y una temperatura efectiva de 9.370 K. [10]
Ambas estrellas giran rápidamente y son significativamente achatadas , con radios polares más pequeños que sus radios ecuatoriales. El oscurecimiento por gravedad hace que sus temperaturas efectivas en el polo sean más altas. Para el componente Aa, el radio polar y la temperatura son 2,79 R ☉ y 10 100 K, respectivamente, mientras que el radio ecuatorial y la temperatura son 2,97 R ☉ y 9700 K, respectivamente. Para el componente Ab, los valores polares correspondientes son 2,37 R ☉ y 10 120 K, y los valores ecuatoriales son 2,52 R ☉ y 9560 K. [7] Esto hace que la estrella sea más brillante cuando se ve a lo largo de sus ejes de rotación y menos brillante cuando se observa en sus ecuadores. Desde la Tierra, el par se observa casi ecuatorialmente y la magnitud visual absoluta es +0,02; desde una dirección diferente, la magnitud absoluta sería −0,138 o menos. [10]
Delta Velorum B es una estrella de secuencia principal más pequeña , con una masa de aproximadamente 1,4 M ☉ , una temperatura de 6.600 K, un radio de 1,43 R ☉ y una luminosidad bolométrica de 3,5 L ☉ . [7]
El polo sur celeste pasará cerca de Delta Velorum alrededor del año 9000 d.C. debido a la precesión . [26]