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Maia (estrella)

Maia / ˈ m eɪ ə / , designada 20 Tauri (abreviada 20 Tau ), es una estrella en la constelación de Tauro . Es una gigante azul de tipo espectral B8 III, una estrella químicamente peculiar , y el prototipo de la clase de estrella variable Maia .

Maia es la cuarta estrella más brillante del cúmulo estelar abierto de las Pléyades (Messier 45), después de Alcyone , Atlas y Electra . Está rodeada por una de las nebulosas de reflexión más brillantes de las Pléyades, denominada NGC 1432 y a veces llamada nebulosa Maia .

Nomenclatura

El nombre Maia tiene su origen en el griego Μαῖα y el latín Maia . Maia es una de las siete hijas de Atlas y Pleione en la mitología griega , estrellas que también están incluidas en el cúmulo estelar de las Pléyades. En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [11] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín del WGSN de julio de 2016 [12] incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por el WGSN; que incluían a Maia para esta estrella. Ahora está incluida en el Catálogo de Nombres de Estrellas de la UAI. [13]

20 Tauri es la designación Flamsteed de la estrella . Aunque es la decimoquinta estrella más brillante de Tauro, Maia no tiene una designación Bayer , pero sí tiene la designación HR 1149 del Catálogo de estrellas brillantes y la designación HD 23408 del Catálogo Henry Draper. [14] Se la ha catalogado como estrella doble WDS J03458+2422; una compañera es una estrella de magnitud 14 casiA 2 ′ de distancia, probablemente se trata de un objeto de fondo no relacionado. El objeto primario se menciona como doble tras las observaciones de una ocultación lunar [15] , pero observaciones posteriores no han logrado encontrar ninguna evidencia de que sea doble. [16]

Descripción

NGC 1432 alrededor de Maia

La distancia a Maia ha sido medida por la sonda espacial Gaia utilizando el método de paralaje anual . En la versión 2 de datos de Gaia , el paralaje se expresa como9,4789 ± 0,6827  mas , [17] correspondiente a una distancia de106+9
−7 La nueva reducción Hipparcos de 2007 proporciona una paralaje estadísticamente más precisa de8,51 ± 0,28 mas , lo que indica una distancia de118 ± 4 pc . [2] El análisis de las paralajes de Gaia para todo el cúmulo de las Pléyades arroja una distancia media de136,2 ± 5,0 pc , [18] mientras que las mediciones VLBI de múltiples miembros dan una distancia de136,2 ± 1,2 piezas [ 19]

La magnitud visual de Maia es 3,87, por lo que se requieren cielos más oscuros para poder verla. Su luminosidad bolométrica es 501 veces la solar, principalmente en el ultravioleta , lo que sugiere un radio 3,6 veces el del Sol y una masa 3,8 veces la solar. [8] Las mediciones interferométricas dan un diámetro angular de0,436 ± 0,023  mas , lo que sugiere un radio de 4,95  R ☉ asumiendo una distancia de113,5  pc . Estas mediciones también permiten estimar la temperatura efectiva en14.700 ± 900  K. [20 ]

Maia es una estrella químicamente peculiar , lo que significa que tiene una abundancia superficial inusual de algunos elementos, como lo muestran sus líneas espectrales . Está clasificada como una estrella débil en helio , pero también muestra un exceso de algunos elementos, incluido el manganeso. [21]

Una curva de luz para Maia, adaptada de White et al. (2017) [22]

El astrónomo Otto Struve pensaba que Maia era una estrella variable . Propuso una clase de estrellas conocidas como variables Maia, que incluían a Gamma Ursae Minoris . El examen de los datos de Hipparcos para Maia y algunas otras de la clase no encontró evidencia de variabilidad. [23] Por otro lado, White et al. encontraron una variabilidad de baja amplitud, pero inequívoca, en el brillo de Maia visto por Kepler /K2 , con un período de 10,3 días, que atribuyen a la rotación de una mancha estelar . [22] El estudio intenso de un gran número de estrellas sugiere que el 6,7% de las estrellas con temperaturas entre10.000 K yLas estrellas de 18.000 K presentan pulsaciones rápidas de pequeña amplitud, pero no pertenecen a otras clases de estrellas variables. Se trata, potencialmente, de estrellas variables de Maia. [24] Irónicamente, si los resultados de White et al. son correctos, Maia es una estrella variable, pero no una estrella variable de Maia .

Maia está rodeada por la Nebulosa Maia (también conocida como NGC 1432), una nebulosa de reflexión que es una de las zonas más brillantes de nebulosidad dentro del cúmulo estelar de las Pléyades. [25] Es el único miembro del Nuevo Catálogo General descubierto fotográficamente. [26]

Mitología

Hermes con su madre Maya . Detalle del lado B de un ánfora ática de figuras rojas, ca. 500 a. C.

Maya era la mayor de siete hermosas hermanas conocidas como las Pléyades . Fue embarazada por Zeus, concibiendo así a Hermes, el dios mensajero. Como Maya y las Pléyades son visibles en el cielo nocturno de invierno junto con la constelación de Orión , los mitos griegos cuentan que Maya y sus hermanas fueron perseguidas por el cazador gigante y convertidas en palomas para preservar su seguridad. [27]

Referencias

  1. ^ Kunitzsch, Paul; Smart, Tim (2006). Diccionario de nombres de estrellas modernas: una breve guía de 254 nombres de estrellas y sus derivaciones (2.ª ed. rev.). Cambridge, Massachusetts: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  2. ^ abcdef Van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Código Bibliográfico :2007A&A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  3. ^ Ducati, JR (2002). "Catálogo de datos en línea VizieR: Catálogo de fotometría estelar en el sistema de 11 colores de Johnson". Colección CDS/ADC de catálogos electrónicos . 2237 . Código Bibliográfico :2002yCat.2237....0D.
  4. ^ Grenier, S.; Baylac, M.-O.; Rolland, L.; Burnage, R.; Arenou, F.; Briot, D.; Delmas, F.; Duflot, M.; Genty, V.; Gómez, AE; Halbwachs, J.-L.; Marouard, M.; Oblak, E.; Sellier, A. (1999). "Velocidades radiales. Medidas de 2800 estrellas B2-F5 para HIPPARCOS". Suplemento de Astronomía y Astrofísica . 137 (3): 451. Bibcode :1999A&AS..137..451G. doi : 10.1051/aas:1999489 .
  5. ^ ab Johnson, HL; Iriarte, B.; Mitchell, RI; Wisniewski, WZ (1966). "Fotometría UBVRIJKL de las estrellas brillantes". Comunicaciones del Laboratorio Lunar y Planetario . 4 : 99. Bibcode :1966CoLPL...4...99J. SIMBAD.
  6. ^ Gontcharov, GA (noviembre de 2006). "Compilación de Pulkovo de velocidades radiales para 35 495 estrellas Hipparcos en un sistema común". Astronomy Letters . 32 (11): 759–771. arXiv : 1606.08053 . Bibcode :2006AstL...32..759G. doi :10.1134/S1063773706110065. S2CID  119231169.
  7. ^ Kochukhov, O.; Bagnulo, S. (2006). "Estado evolutivo de estrellas químicamente peculiares y magnéticas". Astronomía y Astrofísica . 450 (2): 763. arXiv : astro-ph/0601461 . Código Bibliográfico :2006A&A...450..763K. doi :10.1051/0004-6361:20054596. S2CID  18596834.
  8. ^ abcdefg Glagolevskij, Yu. V. (2019). "Sobre las propiedades de las estrellas magnéticas de la secuencia principal". Boletín Astrofísico . 74 (1): 66. Código Bibliográfico :2019AstBu..74...66G. doi :10.1134/S1990341319010073. S2CID  149900274.
  9. ^ Heacox, WD (1979). "Abundancias químicas en estrellas de Hg-Mn". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 41 : 675–688. Código Bibliográfico :1979ApJS...41..675H. doi :10.1086/190637.
  10. ^ Royer, F.; Grenier, S.; Baylac, M.-O.; Gómez, AE; Zorec, J. (2002). "Velocidades rotacionales de estrellas de tipo A en el hemisferio norte. II. Medición de v sen i en el hemisferio norte". Astronomía y Astrofísica . 393 (3): 897–911. arXiv : astro -ph/0205255 . doi :10.1051/0004-6361:20020943. S2CID  14070763.
  11. ^ "Grupo de trabajo de la UAI sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  12. ^ "Boletín del Grupo de Trabajo de la UAI sobre Nombres de Estrellas, N.º 1" (PDF) . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  13. ^ "Catálogo de nombres de estrellas de la IAU" . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  14. ^ ND Kostjuk (2002). "Índice cruzado HD-DM-GC-HR-HIP-Bayer-Flamsteed". CDS . Instituto de Astronomía de la Academia Rusa de Ciencias . Consultado el 28 de julio de 2020 .
  15. ^ Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (2001). "El CD-ROM Double Star del Observatorio Naval de los Estados Unidos de 2001. I. El catálogo de Washington Double Star". The Astronomical Journal . 122 (6): 3466. Bibcode :2001AJ....122.3466M. doi : 10.1086/323920 .
  16. ^ Hoffleit, Dorrit; Jaschek, Carlos (1991). "El catálogo de estrellas brillantes". New Haven . Bibcode :1991bsc..book.....H.
  17. ^ Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Datos de Gaia Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  18. ^ Abramson, Guillermo (20 de agosto de 2018). "La distancia a las Pléyades según Gaia DR2". Notas de investigación de la AAS . 2 (3): 150. Bibcode :2018RNAAS...2..150A. doi : 10.3847/2515-5172/aada8b . hdl : 11336/94435 .
  19. ^ Melis, Carl; Reid, Mark J.; Mioduszewski, Amy J.; Stauffer, John R.; et al. (29 de agosto de 2014). "Una resolución VLBI de la controversia sobre la distancia de las Pléyades". Science . 345 (6200): 1029–1032. arXiv : 1408.6544 . Bibcode :2014Sci...345.1029M. doi :10.1126/science.1256101. PMID  25170147. S2CID  34750246.
  20. ^ Gordon, Kathryn D.; Gies, Douglas R.; Schaefer, Gail H.; Huber, Daniel; Ireland, Michael (2019). "Tamaños angulares, radios y temperaturas efectivas de estrellas de tipo B a partir de interferometría óptica con el conjunto CHARA". The Astrophysical Journal . 873 (1): 91. Bibcode :2019ApJ...873...91G. doi : 10.3847/1538-4357/ab04b2 . S2CID  125181833.
  21. ^ Renson, P.; Manfroid, J. (mayo de 2009). "Catálogo de estrellas Ap, HgMn y Am". Astronomía y Astrofísica . 498 (3): 961–966. Bibcode :2009A&A...498..961R. doi : 10.1051/0004-6361/200810788 .
  22. ^ ab White, TR; et al. (noviembre de 2017). «Más allá del límite brillante de Kepler/K2: variabilidad en los siete miembros más brillantes de las Pléyades». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 471 (3): 2882–2901. arXiv : 1708.07462 . Código Bibliográfico :2017MNRAS.471.2882W. doi : 10.1093/mnras/stx1050 . Consultado el 7 de octubre de 2022 .
  23. ^ Percy, John R.; Wilson, Joseph B. (2000). "Otra búsqueda de estrellas variables Maia". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 112 (772): 846. Bibcode :2000PASP..112..846P. doi : 10.1086/316577 . S2CID  121637908.
  24. ^ Balona, ​​LA; Ozuyar, D. (2020). "Pulsación entre estrellas TESS a y B y las variables Maia". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 493 (4): 5871. arXiv : 2001.04497 . Bibcode :2020MNRAS.493.5871B. doi : 10.1093/mnras/staa670 . S2CID  210472317.
  25. ^ "Estudiantes de SEDS para la exploración y desarrollo del espacio". NGC 1432 . Archivado desde el original el 2012-12-20 . Consultado el 2010-06-11 .
  26. ^ Steinicke, Wolfgang (2010). Observación y catalogación de nebulosas y cúmulos estelares: del catálogo general de Herschel al de Dreyer . Cambridge University Press. pág. 8. ISBN 9781316644188.
  27. ^ Hesíodo , Trabajos y días 619ss.

Enlaces externos

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