Zeta Geminorum es el componente principal o "A" de un sistema estelar múltiple designado como WDS J07041+2034. Lleva el nombre tradicional Mekbuda , generalmente anglicanizado como / m ɛ k ˈ b juː d ə / . [15] [16]
Zeta Geminorum llevaba el nombre tradicional Mekbuda , de una frase árabe que significa "la pata doblada del león" (Zeta y Epsilon Geminorum (Mebsuta) eran las patas de un león). [18] En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [19] 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 . [20] Aprobó el nombre Mekbuda para el componente WDS J07041+2034 Aa el 12 de septiembre de 2016 y ahora está incluido en la Lista de Nombres de Estrellas aprobados por la UAI. [16]
En chino ,井宿( Jǐng Su ), que significa Pozo ( asterismo ), consta de ocho estrellas en Géminis: Zeta, Mu , Gamma , Nu , Xi , Epsilon , 36 y Lambda . [21] Zeta es井宿七( Jǐng Su qī , en español: la Séptima Estrella del Pozo ). [22]
En 1844, el astrónomo alemán Julius Schmidt descubrió que Zeta Geminorum varía en brillo con un período de aproximadamente 10 días, [18] aunque se había sospechado de su variabilidad desde 1790. [24] Se reconoció que estaba relacionada con la clase de estrellas variables Cefeidas, aunque a menudo se la trató como el prototipo de su propia clase, las Gemínidas, debido a su curva de luz simétrica. [25]
En 1899, el astrónomo estadounidense WW Campbell anunció que la estrella tenía una velocidad radial variable . [26] (Esta variación fue descubierta independientemente por el astrónomo ruso Aristarkh Belopolsky , publicada en 1901. [24] ) Basándose en sus observaciones, Campbell publicó posteriormente elementos orbitales para la binaria. Sin embargo, descubrió que la curva se apartaba de una órbita kepleriana e incluso sugirió que se trataba de un sistema estelar triple para explicar las irregularidades. [27] La variación periódica de la velocidad radial de las variables cefeidas se explicó posteriormente como debida a pulsaciones en la atmósfera de la estrella. [24]
La periodicidad de la estrella es variable, una tendencia que fue observada por primera vez en 1920 por el astrónomo alemán Paul Guthnick , quien sospechó que el cambio de período era el resultado de una estrella compañera en órbita. En 1930, el astrónomo danés Axel Nielsen sugirió que el cambio era en realidad el resultado de una disminución constante de aproximadamente 3,6 segundos por año en el período. [28]
Compañeros
ζ Geminorum en luz óptica, con los compañeros B, C y D visibles de cerca
Zeta Geminorum tiene tres compañeros visibles conocidos desde el siglo XIX y listados en el Catálogo de Estrellas Dobles de Washington como B, C y D. Más recientemente, se ha listado un posible compañero espectroscópico, se han catalogado otras estrellas débiles cercanas y se ha identificado un cúmulo difuso que incluye a Zeta Geminorum.
La estrella cercana más brillante, WDS J07041+2034 C, es HD 268518, de magnitud 7,6, que se encontraba a 91,9" de distancia cuando se descubrió en 1779 y a 101,3" en 2008. [29] Es un objeto en primer plano, a sólo una décima parte de la distancia de Zeta Geminorum y una estrella de alto movimiento propio que se mueve rápidamente en comparación con las estrellas más distantes. Es una estrella de secuencia principal G1 muy similar al Sol. [30]
La compañera visible más cercana es WDS J07041+2034 D, una estrella de magnitud 12 que se encontraba a 67,8" de distancia en 2008. Estaba a 80" de distancia cuando se la midió por primera vez en 1905. Aparece en el cielo entre Zeta Geminorum y el componente C, pero es un objeto más distante que ambos. [29]
WDS J07041+2034 B es una estrella de magnitud 11, a 76,0" de distancia en 1831 y 87,4" en 2008. [29] Es en sí misma un sistema binario espectroscópico , aunque se sabe poco sobre los dos componentes. El espectro combinado es el de una estrella de secuencia principal F4. Se cree que está asociada físicamente con la estrella primaria supergigante y es miembro de un cúmulo de estrellas sueltas alrededor de Zeta Geminorum. [8]
Una combinación de fotometría, espectroscopia y astrometría ha identificado 26 estrellas a aproximadamente 355 parsecs de distancia, que probablemente sean miembros del cúmulo de nacimiento de Zeta Geminorum. Las más brillantes son estrellas gigantes de finales de la fase B y principios de la fase A , como las estrellas de magnitud 7 HD 49381 y HD 50634, mientras que los miembros del cúmulo detectados más débiles son estrellas de la secuencia principal de clase F de magnitud 12, incluida WDS J07041+2034 B. [8]
Propiedades
Se ha informado que Zeta Geminorum es un sistema binario espectroscópico basándose en observaciones de ocultación lunar , pero esto no ha sido confirmado por otros métodos. [29]
La primaria de Zeta Geminorum (WDS J07041+2034 Aa) es una variable cefeida clásica que sufre una variación regular y periódica de brillo debido a pulsaciones radiales. En la banda V , la magnitud aparente varía entre un máximo de 3,68 y un mínimo de 4,16 (con una media de 3,93) durante un período de 10,148 días. [2] Este período de variación disminuye a un ritmo de 3,1 segundos por año, o 0,085 segundos por ciclo. [28] La clasificación espectral varía entre F7Ib y G3Ib a lo largo de un ciclo de pulsación. Asimismo, la temperatura efectiva de la envoltura exterior varía entre 5780 K y 5260 K, [3] mientras que el radio varía de 61 a 69 veces el radio del Sol . [31] En promedio, irradia alrededor de 2900 veces la luminosidad del Sol . [32]
La pertenencia a un cúmulo proporciona una validación independiente de las distancias determinadas utilizando paralajes recientes del Telescopio Espacial Hubble y de Hipparcos . [7] [1] Esto restringe fuertemente la distancia de la estrella: 363 ± 9(σ x̄ ) ± 26(σ) parsecs . Zeta Geminorum es, por lo tanto, un calibrador importante para la relación período-luminosidad de las Cefeidas utilizada para establecer la escala de distancias cósmicas . [8] [33] [34] El paralaje de Gaia Data Release 2 de2,2497 ± 0,3006 mas sugiere que la distancia está hacia el extremo superior de este rango y tiene un margen de error comparable. [35]
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