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Esta Ceti

Eta Ceti (η Cet, η Ceti) es una estrella de la constelación ecuatorial de Cetus . Su nombre tradicional es Deneb Algenubi o Algenudi. La magnitud visual aparente de esta estrella es +3,4, [2] lo que la convierte en la cuarta estrella más brillante de esta constelación relativamente débil. La distancia a esta estrella se puede medir directamente utilizando la técnica de paralaje , lo que arroja un valor de 120,5 años luz (36,9 parsecs ). [1]

Se trata de una estrella gigante que ha sido elegida como estándar para la clasificación estelar de K2−IIIb. Ha agotado el hidrógeno en su núcleo y ha evolucionado alejándose de la secuencia principal de estrellas como el Sol. (La clasificación a veces se indica como K1.5 IIICN1Fe0.5, lo que indica una estrella CN fuerte [11] con una abundancia de cianógeno y hierro superior a la normal en relación con otras estrellas de su clase). [12] Es una estrella de cúmulo rojo que genera energía a través de la fusión nuclear de helio en su núcleo. [3]

Eta Ceti tiene 1,8 veces más masa que el Sol [7] y su superficie se ha expandido hasta alcanzar 13 veces el radio del Sol. [8] Irradia 74 [9] veces más luminosidad que el Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 4.356 K. [9] Este calor le da a la estrella el brillo anaranjado de una estrella de tipo K. [13]

En la cultura

El nombre Deneb Algenubi proviene del árabe ذنب القيطس الجنوبي – al-dhanab al-qayṭas al-janūbī, que significa cola sur del monstruo marino . En el catálogo de estrellas del Calendario de Al Achsasi al Mouakket , esta estrella fue designada Aoul al Naamat (أول النعامات – awwil al naʽāmāt ), que fue traducida al latín como Prima Struthionum, que significa el primer avestruz . [14] Esta estrella, junto con θ Cet (Thanih al Naamat), τ Cet (Thalath Al Naamat), ζ Cet (Baten Kaitos) y υ Cet , eran Al Naʽāmāt (النعامات), las gallinas avestruces. [15]

En chino ,天倉( Tiān Cāng ), que significa Granero Celestial Cuadrado , se refiere a un asterismo que consiste en η Ceti, ι Ceti , θ Ceti , ζ Ceti , τ Ceti y 57 Ceti . [16] En consecuencia, el nombre chino para η Ceti en sí es天倉二( Tiān Cāng èr , español: la Segunda Estrella del Granero Celestial Cuadrado ). [17]

Sistema planetario

En 2014, se descubrieron dos exoplanetas alrededor de la estrella utilizando el método de velocidad radial . Los planetas descubiertos mediante velocidad radial tienen masas poco conocidas porque si la órbita de los planetas estuviera inclinada en dirección opuesta a la línea de visión, una masa mucho mayor tendría que compensar el ángulo. [18]

Eta Ceti b tiene una masa mínima de 2,55  M J y un período orbital de 403,5 días (aproximadamente 1,1 años), mientras que Eta Ceti c tiene una masa mínima de 3,32  M J y un período orbital de 751,9 días (2,06 años). Suponiendo que las órbitas de los dos son coplanares , entonces los dos planetas deben estar bloqueados en una resonancia orbital 2:1 , de lo contrario el sistema se volvería dinámicamente inestable. Aunque las inclinaciones desde la línea de visión son desconocidas, el valor está restringido a 70° o menos: si es mayor, las masas más altas harían que el sistema fuera dinámicamente inestable, sin soluciones estables. [19]

Referencias

  1. ^ abcde Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Resumen del contenido y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
  2. ^ abcd Jennens, PA; Helfer, HL (septiembre de 1975), "Una nueva calibración fotométrica de abundancia de metales y luminosidad para gigantes de campo G y K.", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 172 (3): 667–679, Bibcode :1975MNRAS.172..667J, doi : 10.1093/mnras/172.3.667
  3. ^ ab Puzeras, E.; et al. (octubre de 2010), "Estudio espectroscópico de alta resolución de estrellas de cúmulos rojos en la galaxia: elementos del grupo del hierro", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 408 (2): 1225–1232, arXiv : 1006.3857 , Bibcode :2010MNRAS.408.1225P, doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17195.x , S2CID  44228180
  4. ^ Keenan, P.; McNeil, R. (octubre de 1989), "El catálogo Perkins de tipos MK revisados ​​para las estrellas más frías", Astrophysical Journal Supplement Series , 71 : 245–266, Bibcode :1989ApJS...71..245K, doi :10.1086/191373.
  5. ^ abcd Massarotti, Alessandro; et al. (enero de 2008), "Velocidades rotacionales y radiales para una muestra de 761 gigantes de HIPPARCOS y el papel de la binariedad", The Astronomical Journal , 135 (1): 209–231, Bibcode :2008AJ....135..209M, doi : 10.1088/0004-6256/135/1/209 , S2CID  121883397
  6. ^ Cardini, D. (enero de 2005), "Tasas de pérdida radiativa cromosférica de Mg II en estrellas frías, activas y tranquilas", Astronomy and Astrophysics , 430 : 303–311, arXiv : astro-ph/0409683 , Bibcode :2005A&A...430..303C, doi :10.1051/0004-6361:20041440, S2CID  12136256.
  7. ^ abcd Luck, R. Earle (2015), "Abundancias en la región local. Gigantes I. G y K", The Astronomical Journal , 150 (3): 88, arXiv : 1507.01466 , Bibcode :2015AJ....150...88L, doi :10.1088/0004-6256/150/3/88, S2CID  118505114.
  8. ^ ab Baines, Ellyn K.; Thomas Armstrong, J.; Clark, James H.; Gorney, Jim; Hutter, Donald J.; Jorgensen, Anders M.; Kyte, Casey; Mozurkewich, David; Nisley, Ishara; Sanborn, Jason; Schmitt, Henrique R.; Van Belle, Gerard T. (2021), "Diámetros angulares y parámetros fundamentales de cuarenta y cuatro estrellas del interferómetro óptico de precisión de la Armada", The Astronomical Journal , 162 (5): 198, arXiv : 2211.09030 , Bibcode :2021AJ....162..198B, doi : 10.3847/1538-3881/ac2431
  9. ^ abc Berio, P.; et al. (noviembre de 2011), "Cromosfera de estrellas gigantes K. Detección de extensión geométrica y estructura espacial", Astronomy & Astrophysics , 535 : A59, arXiv : 1109.5476 , Bibcode :2011A&A...535A..59B, doi :10.1051/0004-6361/201117479, S2CID  17171848
  10. ^ "eta Cet". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 17 de marzo de 2017 .
  11. ^ Keenan, Philip C.; et al. (julio de 1987), "Reconocimiento y clasificación de gigantes de CN fuerte", Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 99 : 629–636, Bibcode :1987PASP...99..629K, doi : 10.1086/132025 .
  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. ^ "El color de las estrellas", Australia Telescope, Outreach and Education , Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation , 21 de diciembre de 2004, archivado desde el original el 18 de marzo de 2012 , consultado el 16 de enero de 2012
  14. ^ Knobel, EB (junio de 1895), "Al Achsasi Al Mouakket, en un catálogo de estrellas en el Calendarium de Mohammad Al Achsasi Al Mouakket", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 55 : 429–438, Bibcode : 1895MNRAS.. 55..429K, doi : 10.1093/mnras/55.8.429
  15. ^ Allen, RH (1963), Nombres de estrellas: su tradición y significado (edición reimpresa), Nueva York: Dover Publications Inc., pág. 162, ISBN 0-486-21079-0, consultado el 12 de diciembre de 2010
  16. ^ (en chino) 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 . 
  17. ^ (en chino)香港太空館- 研究資源 - 亮星中英對照表 Archivado el 29 de septiembre de 2009 en Wayback Machine , Museo Espacial de Hong Kong. Consultado en línea el 23 de noviembre de 2010.
  18. ^ "Velocidad radial". The Planetary Society . Consultado el 3 de marzo de 2017 .
  19. ^ ab Trifonov, Trifon; Reffert, Sabine; Tan, Xianyu; Lee, Man Hoi; Quirrenbach, Andreas (2014). "Velocidades radiales precisas de estrellas gigantes. VI. Un posible par de planetas resonantes 2:1 alrededor de la estrella gigante K η Ceti". Astronomía y Astrofísica . 568 : A64. arXiv : 1407.0712 . Código Bibliográfico :2014A&A...568A..64T. doi :10.1051/0004-6361/201322885. S2CID  119189079.