stringtranslate.com

Eta Casiopea

Eta Cassiopeiae ( η Cassiopeiae , abreviado Eta Cas , η Cas ) es un sistema estelar binario en la constelación norteña de Casiopea . Su naturaleza binaria fue descubierta por primera vez por William Herschel en agosto de 1779. Según mediciones de paralaje , la distancia a este sistema es de 19,42 años luz (5,95 pársecs ) del Sol . [1] Los dos componentes se denominan Eta Cassiopeiae A (oficialmente llamado Achird / ˈ eɪ tʃ ər d / ) [15] y B.

Nomenclatura

η Cassiopeiae ( latinizado a Eta Cassiopeiae ) es la designación Bayer del sistema . Las designaciones de los dos constituyentes como Eta Cassiopeiae A y B derivan de la convención utilizada por el Catálogo de Multiplicidad de Washington (WMC) para sistemas estelares , y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU). [dieciséis]

El nombre propio Achird aparentemente se aplicó por primera vez a Eta Cassiopeiae en el Atlas de los Cielos Skalnate Pleso publicado en 1950, pero no se conoce antes de eso. [17] Richard Hinckley Allen no da nombres históricos para la estrella en su libro Star Names: Their Lore and Meaning . [18] En 2016, la IAU 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 sistemas múltiples completos . [20] Aprobó el nombre Achird para el componente Eta Cassiopeiae A el 5 de septiembre de 2017 y ahora está incluido en la Lista de nombres de estrellas aprobados por la IAU. [15]

En la astronomía china , Eta Cassiopeiae se encuentra dentro de la mansión Legs y es parte del asterismo王良( Wáng Liáng ) , que lleva el nombre de un famoso auriga durante el período de primavera y otoño . Los otros componentes son Beta Cassiopeiae (Caph), Kappa Cassiopeiae , Alpha Cassiopeiae (Schedar) y Lambda Cassiopeiae . [21] En consecuencia, el nombre chino de Eta Cassiopeiae es王良三( Wáng Liáng sān , inglés: la tercera estrella de Wang Liang ). [22]

Propiedades

Los dos componentes de Eta Cassiopeiae orbitan entre sí durante un período de 480 años. [10] Basado en un semieje mayor estimado de 12″ y un paralaje de 0,168″, las dos estrellas están separadas por una distancia promedio de71  AU , donde una AU es la distancia promedio entre el Sol y la Tierra . [23] Sin embargo, la gran excentricidad orbital de 0,497 significa que su periapsis , o aproximación más cercana, es tan pequeña como 36 AU, con una apoapsis de aproximadamente 106 AU. A modo de comparación, el semieje mayor de Neptuno tiene 30 AU.

Hay seis componentes ópticos atenuadores enumerados en el catálogo Washington Double Star . Sin embargo, ninguna de ellas está relacionada con el sistema Eta Cassiopeiae y en realidad son estrellas más distantes. Se ha informado que el primario es un binario espectroscópico , pero esto nunca se ha confirmado. [17]

Eta Cassiopeiae A tiene una clasificación estelar de G0 V, [4] lo que la convierte en una estrella de secuencia principal de tipo G como el Sol. Por lo tanto, se parece al aspecto que tendría el Sol si los humanos lo observaran desde Eta Cassiopeiae. La estrella tiene el 97% de la masa del Sol y el 100% del radio del Sol . [11] Tiene una magnitud aparente de 3,44, [2] irradiando el 129% [3] de la luminosidad del Sol desde su envoltura exterior a una temperatura efectiva de6.010  mil . [11] Parece estar girando a un ritmo pausado, con una velocidad de rotación proyectada de 3,15 km s −1 . [4]

La más fría y tenue (magnitud 7,51 [3] ) Eta Cassiopeiae B es de clasificación estelar K7 V; [3] una estrella de secuencia principal de tipo K. Tiene sólo el 57% [3] de la masa del Sol y el 66% [14] del radio del Sol. Las estrellas más pequeñas generan energía más lentamente, por lo que este componente irradia sólo el 6% [3] de la luminosidad del Sol. Su atmósfera exterior tiene una temperatura efectiva de 4.036 K. [3]

En comparación con el Sol, ambos componentes muestran sólo la mitad de la abundancia de elementos distintos del hidrógeno y el helio , lo que los astrónomos llaman su metalicidad . [3]

Una condición necesaria para la existencia de un planeta en este sistema son zonas estables donde el objeto pueda permanecer en órbita durante largos intervalos. Para planetas hipotéticos en una órbita circular alrededor de los miembros individuales de este sistema estelar, este radio orbital máximo se calcula en 9,5 AU para el primario y 7,1 AU para el secundario. (Tenga en cuenta que la órbita de Marte está a 1,5 AU del Sol). Un planeta que orbite fuera de ambas estrellas tendría que estar al menos a 235 AU de distancia. [24]

Ver también

Referencias

  1. ^ abcde van Leeuwen, F. (noviembre de 2007), "Validación de la nueva reducción de Hipparcos", Astronomía y Astrofísica , 474 (2): 653–664, arXiv : 0708.1752 , Bibcode :2007A&A...474..653V, doi :10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600
  2. ^ abcd Johnson, HL; et al. (1966), "Fotometría UBVRIJKL de las estrellas brillantes", Comunicaciones del Laboratorio Lunar y Planetario , 4 (99): 99, Bibcode :1966CoLPL...4...99J
  3. ^ abcdefghijklm Fernández, J.; et al. (1998), "Parámetros estelares fundamentales para estrellas binarias visuales cercanas: eta Cas, XI Boo, 70 OPH y 85 Peg", Astronomía y Astrofísica , 338 : 455–464, Bibcode : 1998A&A...338..455F
  4. ^ abcd Martínez-Arnáiz, R.; et al. (Septiembre de 2010), "Actividad cromosférica y rotación de estrellas FGK en la vecindad solar. Una estimación de la fluctuación de la velocidad radial" (PDF) , Astronomía y Astrofísica , 520 : A79, arXiv : 1002.4391 , Bibcode : 2010A&A...520A. .79M, doi :10.1051/0004-6361/200913725, S2CID  43455849, archivado desde el original (PDF) el 22 de septiembre de 2017 , consultado el 4 de noviembre de 2018
  5. ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus + 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 . Código Bib : 2009yCat....102025S.
  6. ^ ab "eta Cas". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 10 de abril de 2008 .
  7. ^ Marrón, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Código Bib : 2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Errata:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Registro Gaia EDR3 para esta fuente en VizieR .
  8. ^ Holmberg, J.; et al. (Julio de 2009), "El estudio Ginebra-Copenhague de la vecindad solar. III. Distancias, edades y cinemática mejoradas", Astronomía y Astrofísica , 501 (3): 941–947, arXiv : 0811.3982 , Bibcode : 2009A&A... 501..941H, doi :10.1051/0004-6361/200811191, S2CID  118577511.
  9. ^ abc marrón, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Código Bib : 2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Errata:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Registro Gaia EDR3 para esta fuente en VizieR .
  10. ^ ab Strand, KA (1969), "La órbita de Eta Cassiopeiae", Astronomical Journal , 74 : 760–763, Bibcode : 1969AJ..... 74.. 760S, doi : 10.1086/110853
  11. ^ abcdef Gray, David F.; Kaur, Taranpreet (1 de septiembre de 2019). "Una receta para encontrar radios estelares, temperaturas, gravedades superficiales, metalicidades y masas utilizando líneas espectrales". La revista astrofísica . 882 (2): 148. Código bibliográfico : 2019ApJ...882..148G. doi : 10.3847/1538-4357/ab2fce . ISSN  0004-637X.
  12. ^ Boyajian, Tabetha S.; et al. (Julio de 2013), "Diámetros y temperaturas estelares. III. Estrellas de secuencia principal A, F, G y K: mediciones adicionales de alta precisión y relaciones empíricas", The Astrophysical Journal , 771 (1): 40, arXiv : 1306.2974 , Código Bib :2013ApJ...771...40B, doi :10.1088/0004-637X/771/1/40, S2CID  14911430.
  13. ^ Boyajian, Tabetha S.; et al. (Febrero de 2012), "Diámetros y temperaturas estelares. I. Estrellas A, F y G de secuencia principal", The Astrophysical Journal , 746 (1): 101, arXiv : 1112.3316 , Bibcode : 2012ApJ...746..101B , doi :10.1088/0004-637X/746/1/101, S2CID  18993744.
  14. ^ ab Johnson, HM; Wright, CD (1983), "Brillo infrarrojo previsto de estrellas dentro de 25 pársecs del sol", Serie de suplementos de revistas astrofísicas , 53 : 643–711, Bibcode : 1983ApJS...53..643J, doi : 10.1086/190905—ver pág. 647.
  15. ^ ab "Nombrar estrellas". IAU.org . Consultado el 16 de diciembre de 2017 .
  16. ^ Hessman, FV; Dhillon, VS; Winget, DE; Schreiber, señor; Horne, K.; Marsh, TR; Günther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). "Sobre la convención de nomenclatura utilizada para múltiples sistemas estelares y planetas extrasolares". arXiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
  17. ^ ab Hoffleit, D.; Warren, WH (1995). "Catálogo de datos en línea de VizieR: catálogo Bright Star, quinta edición revisada (Hoffleit+, 1991)". Catálogo de datos en línea de VizieR: V/50. Publicado originalmente en: 1964BS....C......0H . 5050 . Código Bib : 1995yCat.5050....0H.
  18. ^ Allen, RH (1963). Nombres de estrellas: su tradición y significado (Reimpresión ed.). Nueva York, NY: Dover Publications Inc. págs. 473. ISBN 0-486-21079-0.
  19. ^ "Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  20. ^ "Informe trienal del GT (2015-2018) - Nombres de estrellas" (PDF) . pag. 5 . Consultado el 14 de julio de 2018 .
  21. ^ (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 . 
  22. ^ (en chino)香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表 Archivado el 3 de septiembre de 2010 en Wayback Machine , Museo Espacial de Hong Kong. Consultado en línea el 23 de noviembre de 2010.
  23. ^ Sin vender, Albrecht; Baschek, Bodo (2001), El nuevo cosmos: una introducción a la astronomía y la astrofísica (5ª ed.), Springer, p. 186, ISBN 3-540-42177-7
  24. ^ Jaime, Luisa G.; et al. (Diciembre de 2012), " Regiones de estabilidad dinámica para discos y planetas en estrellas binarias de la vecindad solar ", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 427 (4): 2723–2733, arXiv : 1208.2051 , Bibcode :2012MNRAS.427.2723J , doi :10.1111/j.1365-2966.2012.21839.x, S2CID  118570249.

enlaces externos