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Alpheratz

Alpheratz / æ l ˈ f ɪər æ t s / , [ 13] [14] o Alpha Andromedae ( α Andromedae , abreviada Alpha And o α And ), es una estrella binaria a 97 años luz de la Tierra y es la estrella más brillante del constelación de Andrómeda cuando Mirach (β  Andromedae) sufre su oscurecimiento periódico. Inmediatamente al noreste de la constelación de Pegaso , se encuentra la estrella superior izquierda de la Gran Plaza de Pegaso.

Aunque a simple vista parece una estrella única, con una magnitud visual aparente total de +2,06, en realidad es un sistema binario compuesto por dos estrellas en órbita cercana . La composición química de la más brillante de las dos estrellas es inusual, ya que se trata de una estrella de mercurio y manganeso cuya atmósfera contiene niveles anormalmente altos de mercurio , manganeso y otros elementos, incluidos el galio y el xenón . [15] Es la estrella de mercurio y manganeso más brillante conocida. [15]

Nomenclatura

Alpha Andromedae es la estrella más brillante de la constelación de Andrómeda (derecha).

α Andromedae ( latinizado como Alpha Andromedae ) es la designación de Bayer de la estrella . Ptolomeo consideró que la estrella (sistema) era compartida por Pegaso y Johann Bayer le asignó una designación en ambas constelaciones: Alpha Andromedae (α And) y Delta Pegasi (δ Peg). Desde que la UAI estandarizó los límites de las constelaciones y los publicó ampliamente dos años después en 1930, el nombre alternativo Pegasi ha dejado de usarse, colocándolo ligeramente fuera de esa constelación. [16]

Para la mayoría de los centros de aprendizaje europeos, la estrella tenía el nombre de Alpheratz ( / æ l ˈ f iː r æ t s / [17] ) o la simplificación cognada Alpherat o la otra parte de la legendaria descripción: Sirrah / ˈ s ɪr ə / .

El origen de estos tres, el nombre frasal árabe , es سرة الفرس surrat al-faras "ombligo de la yegua/caballo", atrayendo una consonante dura no presente arriba debido a una vocal siguiente. El caballo corresponde de manera equivalente al caballo alado de los griegos, Pegaso. La estrella es en casi todas las representaciones parte del asterismo principal de Pegaso y Andrómeda. [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 primer boletín del WGSN de julio de 2016 [20] confirmó Alpheratz como el nombre de la estrella principal.

Otros términos para esta estrella utilizados por algunos astrónomos medievales fueron راس المراة المسلسلة rās al-mar'a al-musalsala (cabeza de la mujer encadenada), [18] al-kaff al-khaḍīb y kaff al-naṣīr (palma de los fieles). La mujer encadenada hacía referencia a Andrómeda . [21]

En el zodíaco lunar hindú , esta estrella, junto con las otras estrellas del Gran Cuadrado de Pegaso ( α , β y γ Pegasi ), forman los nakshatras de Pūrva Bhādrapadā y Uttara Bhādrapadā . [18]

En chino ,壁宿( Bì Sù ), que significa pared , se refiere a un asterismo que consiste en α Andromedae y γ Pegasi . [22] En consecuencia, el nombre chino para α Andromedae en sí es壁宿二( Bì Sù èr , español: la segunda estrella de la pared ). [23]

También se la conoce como una de las "Tres Guías" que marcan el meridiano principal de los cielos, siendo las otras dos Beta Cassiopeiae y Gamma Pegasi . Se creía que bendecía a los nacidos bajo su influencia con honor y riquezas. [24]

Sistema

Alpheratz

La velocidad radial de una estrella que se aleja o se acerca al observador se puede determinar midiendo el corrimiento al rojo o al azul de su espectro . El astrónomo estadounidense Vesto Slipher realizó una serie de mediciones de este tipo entre 1902 y 1904 y descubrió que la velocidad radial de α Andromedae variaba periódicamente. Concluyó que se encontraba en órbita en un sistema estelar binario espectroscópico con un período de unos 100 días. [25] Hans Ludendorff publicó una órbita preliminar en 1907, [26] y Robert Horace Baker publicó posteriormente una órbita más precisa . [27]

La estrella más débil del sistema fue resuelta por primera vez mediante interferometría por Xiaopei Pan y sus colaboradores durante 1988 y 1989, utilizando el interferómetro estelar Mark III en el Observatorio del Monte Wilson , California , Estados Unidos. Este trabajo fue publicado en 1992. [28] Debido a la diferencia de luminosidad entre las dos estrellas, sus líneas espectrales no se observaron hasta principios de la década de 1990, en observaciones realizadas por Jocelyn Tomkin, Xiaopei Pan y James K. McCarthy entre 1991 y 1994 y publicadas en 1995. [29]

Ahora se sabe que las dos estrellas orbitan entre sí con un período de 96,9 días. [7] La ​​estrella más grande y brillante, llamada primaria , tiene un tipo espectral de B8IV-VHgMn, [4] una masa de aproximadamente 3,6 masas solares , [7] una temperatura superficial de aproximadamente 11.900 K (o 13.850 K [10] ) y, medida en todas las longitudes de onda , una luminosidad de aproximadamente 160 veces la del Sol . [5] Su compañera más pequeña y débil, la secundaria , tiene una masa de aproximadamente 1,9 masas solares [7] y una temperatura superficial de aproximadamente 7.900 K, y, nuevamente medida en todas las longitudes de onda, una luminosidad de aproximadamente 15 veces la del Sol . Es una estrella de tipo A tardío cuyo tipo espectral se estima como A7V. [5]

Particularidades químicas

En 1906, Norman Lockyer y FE Baxandall informaron que α Andromedae tenía varias líneas inusuales en su espectro . [30] En 1914, Baxandall señaló que la mayoría de las líneas inusuales provenían del manganeso , y que había líneas similares presentes en el espectro de μ Leporis . [31] En 1931, WW Morgan identificó 12 estrellas adicionales con líneas de manganeso que aparecían en sus espectros. [32] Muchas de estas estrellas fueron identificadas posteriormente como parte del grupo de estrellas de mercurio-manganeso , [33] una clase de estrellas químicamente peculiares que tienen un exceso de elementos como mercurio , manganeso , fósforo y galio en sus atmósferas. [34] , §3.4. En el caso de α Andromedae, la estrella primaria más brillante es una estrella de mercurio-manganeso que, además de los elementos ya mencionados, tiene exceso de xenón .

En 1970, Georges Michaud sugirió que estas estrellas químicamente peculiares surgían de la difusión radiativa. Según esta teoría, en estrellas con atmósferas inusualmente tranquilas , algunos elementos se hunden bajo la fuerza de la gravedad , mientras que otros son empujados a la superficie por la presión de la radiación . [34] , §4. [35] Esta teoría ha explicado con éxito muchas peculiaridades químicas observadas, incluidas las de las estrellas de mercurio y manganeso. [34] , §4.

Variabilidad de la primaria

Se ha informado que α Andromedae es ligeramente variable , [36] pero las observaciones de 1990 a 1994 encontraron que su brillo era constante con un margen de menos de 0,01 de magnitud. [37] Sin embargo, Adelman y sus colaboradores descubrieron, en observaciones realizadas entre 1993 y 1999 y publicadas en 2002, que la línea de mercurio en su espectro a 398,4 nm varía a medida que la primaria rota. Esto se debe a que la distribución del mercurio en su atmósfera no es uniforme. La aplicación de imágenes Doppler a las observaciones permitió a Adelman et al. descubrir que estaba concentrado en nubes cerca del ecuador. [38] Estudios posteriores de imágenes Doppler, publicados en 2007, mostraron que estas nubes se desplazan lentamente sobre la superficie de la estrella. [9]

Observación

Constelación de Andrómeda. α Andromedae, denominada Sirrah , está en la parte inferior derecha de la constelación, bordeando Pegaso.

La ubicación de α Andromedae en el cielo se muestra a la izquierda. Se puede ver a simple vista y, en teoría, es visible en todas las latitudes al norte de los 60° S. Durante la noche, desde agosto hasta octubre, estará alta en el cielo, como se ve desde las latitudes medias del norte. [39]

Compañero óptico

El sistema binario descrito arriba tiene una compañera visual óptica , descubierta por William Herschel el 21 de julio de 1781. [11] [42] [43] Designada como ADS 94 B en el Catálogo de Estrellas Dobles de Aitken , es una estrella de tipo G con una magnitud visual aparente de aproximadamente 10,8. [40] Aunque por coincidencia aparece cerca de las otras dos estrellas en el cielo, está mucho más distante de la Tierra; el paralaje observado por Gaia sitúa a esta estrella a más de 1.300 años luz de distancia. [42]

Notas

  1. ^ El valor es para el centro de masa del sistema.
  2. ^ La magnitud absoluta combinada del sistema es -0,354.
  3. ^ Aplicando la ley de Stefan-Boltzmann con una temperatura solar efectiva nominal de 5.772  K :
    .
  4. ^ Aplicando la ley de Stefan-Boltzmann con una temperatura solar efectiva nominal de 5.772  K :
    .


Referencias

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