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Alfa Mensae

α Mensae (en latín Alpha Mensae , abreviado como α Men o Alpha Men ) es la estrella más brillante de la constelación de Mensa . Con una magnitud de 5,09, es la lúcida (la estrella más brillante de una constelación) más tenue del cielo. Debido a su declinación , en la Tierra es mejor visible desde latitudes más altas del hemisferio sur , aunque también se puede ver, aunque baja en el cielo, desde justo al norte del Ecuador cuando está cerca del punto más alto de su arco diario, la culminación.

Esta estrella tiene una clasificación estelar de G7 V, [8] lo que indica que es una estrella de secuencia principal de tipo G que genera energía fusionando hidrógeno en helio en su núcleo. Tiene un tamaño similar al del Sol, pero es ligeramente más fría, con un 96,4% de la masa, un 96% del radio y un 81% de la luminosidad del Sol. [4] La temperatura efectiva de la atmósfera estelar es de 5.569 K, y tiene una proporción ligeramente superior (129%) de elementos distintos del hidrógeno y el helio (lo que los astrónomos llaman la metalicidad de la estrella ) en comparación con el Sol. [4] La edad estimada de esta estrella es de 6.200 millones de años y gira a una velocidad de rotación proyectada relativamente lenta de 0,6 km/s. [4]

Ubicada a 33 años luz de distancia del Sol , Alpha Mensae tiene un movimiento propio relativamente alto a través del cielo. Ya ha realizado su aproximación más cercana al Sol, acercándose a unos 10 años luz (3,2 pc) hace unos 250.000 años. [9] Se ha detectado un exceso de infrarrojo candidato alrededor de esta estrella, la mayoría de los cuales indicarían la presencia de un disco circunestelar en un radio de más de 147  UA . La temperatura derivada de este polvo está por debajo de los 22 K. [10] Sin embargo, los datos del Observatorio Espacial Herschel no pudieron confirmar este exceso, lo que deja el hallazgo en duda. [11] Todavía no se han descubierto compañeros planetarios a su alrededor. Tiene una estrella compañera enana roja a una separación angular de 3,05 segundos de arco; equivalente a una separación proyectada de aproximadamente 30 UA. [8] [12] [13] Con una masa de solo el 16,9% de la del Sol, la compañera es completamente convectiva. [4]

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. ^ Mermilliod, J.-C. (1986). "Compilación de datos UBV de Eggen, transformados a UBV (no publicados)". Catálogo de datos UBV de Eggen . SIMBAD . Código Bibliográfico :1986EgUBV.......0M.
  3. ^ Gray, RO; et al. (2006), "Contribuciones al Proyecto de Estrellas Cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 dentro de 40 pc-La Muestra del Sur", The Astronomical Journal , 132 (1): 161–70, arXiv : astro-ph/0603770 , Bibcode :2006AJ....132..161G, doi :10.1086/504637, S2CID  119476992.
  4. ^ abcdef Chontos, Ashley; et al. (2021). "TESS Astroseismology of α Mensae: Benchmark Ages for a G7 Dwarf and its M-dwarf Companion" (Asterosismología TESS de α Mensae: Edades de referencia para una enana G7 y su compañera enana M). The Astrophysical Journal . 922 (2): 229. arXiv : 2012.10797 . Bibcode :2021ApJ...922..229C. doi : 10.3847/1538-4357/ac1269 . S2CID  229340231.
  5. ^ ab Johnson, HL; et al. (1966). "Fotometría UBVRIJKL de las estrellas brillantes". Comunicaciones del Laboratorio Lunar y Planetario . 4 (99): 99. Bibcode :1966CoLPL...4...99J.
  6. ^ Evans, DS (20-24 de junio de 1966). "La revisión del Catálogo general de velocidades radiales". En Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (eds.). Determinación de velocidades radiales y sus aplicaciones, Actas del Simposio n.º 30 de la IAU. Universidad de Toronto: Unión Astronómica Internacional . Código Bibliográfico :1967IAUS...30...57E.
  7. ^ Holmberg, J.; et al. (julio de 2009), "El estudio Ginebra-Copenhague del vecindario solar. III. Distancias, edades y cinemática mejoradas", Astronomy and Astrophysics , 501 (3): 941–947, arXiv : 0811.3982 , Bibcode :2009A&A...501..941H, doi :10.1051/0004-6361/200811191, S2CID  118577511.
  8. ^ abc "LTT 2490 - Estrella de alto movimiento propio". SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 11 de septiembre de 2010 .
  9. ^ Bailer-Jones, CAL (marzo de 2015), "Encuentros cercanos de tipo estelar", Astronomy & Astrophysics , 575 : 13, arXiv : 1412.3648 , Bibcode :2015A&A...575A..35B, doi :10.1051/0004-6361/201425221, S2CID  59039482, A35.
  10. ^ Eiroa, C.; et al. (julio de 2013). "Polvo alrededor de estrellas cercanas. Resultados de las observaciones del sondeo". Astronomía y astrofísica . 555 : A11. arXiv : 1305.0155 . Código Bibliográfico :2013A&A...555A..11E. doi :10.1051/0004-6361/201321050. S2CID  377244.
  11. ^ Sibthorpe, B.; et al. (abril de 2018), "Análisis de la muestra de estrellas similares al Sol Herschel DEBRIS", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 475 (3): 3046–3064, arXiv : 1803.00072 , Bibcode :2018MNRAS.475.3046S, doi : 10.1093/mnras/stx3188 .
  12. ^ Eggenberger, A.; et al. (2007). "El impacto de la duplicidad estelar en la aparición y propiedades de los planetas. I. Resultados observacionales de una búsqueda VLT/NACO de compañeros estelares a 130 estrellas cercanas con y sin planetas". Astronomía y Astrofísica . 474 (1): 273–291. Bibcode :2007A&A...474..273E. doi : 10.1051/0004-6361:20077447 .
  13. ^ "HD 43834B - Estrella". SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 26 de marzo de 2010 .(detalles sobre las propiedades estelares de la estrella compañera)

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