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Mu Sagitario

Mu Sagittarii ( μ Sagittarii , abreviado Mu Sgr , μ Sgr ) es un sistema estelar múltiple en la constelación de Sagitario . El componente más brillante, una supergigante azul designada Mu Sagittarii Aa, se llama formalmente Polis / ˈpɒlɪs / . [13] El sistema está a 5000 años luz del Sol y es parte de la asociación estelar Sgr OB1 .

Sistema

Los componentes del sistema Mu Sagittarii se designan de la 'A' a la 'E', en orden de su distancia desde el más brillante, que es Mu Sagittarii A. 'A' es en sí mismo un sistema binario espectroscópico con componentes designados Mu Sagittarii Aa y Ab. De las cinco estrellas visibles, el componente C se considera un doble óptico , no físicamente cercano a las otras estrellas. El componente D también ha sido catalogado como un doble puramente óptico por algunos autores, [7] pero otros lo consideran parte de un sistema trapezoidal de cuatro estrellas unidas gravitacionalmente (más un compañero invisible). [9]

Nomenclatura

μ Sagittarii ( latinizado como Mu Sagittarii ) es la designación Bayer del sistema . Las designaciones de los cinco constituyentes como Mu Sagittarii A , B , C , D y E , y las de los componentes de A -Mu Sagittarii Aa y Ab- derivan de la convención utilizada por el Catálogo de Multiplicidad de Washington (WMC) para sistemas estelares múltiples , y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU). [14]

El sistema se encuentra en la estación lunar que recibió el nombre de πολις polis en una lista de estaciones lunares en un manuscrito copto , todas las cuales Crum concluyó que eran de origen griego, en este caso de polis "ciudad". [15]

En 2016, la UAI organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [16] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN decidió atribuir nombres propios a estrellas individuales en lugar de a sistemas múltiples completos . [17] Aprobó el nombre Polis para el componente Mu Sagittarii Aa el 5 de septiembre de 2017 y ahora está incluido en la Lista de Nombres de Estrellas Aprobados por la UAI. [13]

En chino ,斗( Dǒu ), que significa Osa , se refiere a un asterismo que consta de Mu Sagittarii, Phi Sagittarii , Lambda Sagittarii , Sigma Sagittarii , Tau Sagittarii y Zeta Sagittarii . En consecuencia, el nombre chino de Mu Sagittarii es斗宿三( Dǒu Sù sān , inglés: la Tercera Estrella de Dipper ). [18]

Propiedades

Variabilidad

Mu Sagittarii A varía en brillo y está clasificada como una estrella variable . [6] Los dos componentes espectroscópicos se eclipsan entre sí con un período orbital de 181 días, lo que provoca una caída de magnitud de 0,08 en el brillo (de +3,84 a +3,96). [10] Además, muestra variaciones más irregulares típicas de una variable Alpha Cygni , estrellas supergigantes calientes que pulsan irregularmente .

Físico

Mu Sagittarii A aparece como una estrella gigante de tipo B con una luminosidad total de 180.000 veces la del Sol y un radio de 115 veces el del Sol . Su masa es 23 veces la masa solar mientras que tiene una temperatura superficial de 11.100 K. Mu Sagitarii Aa es una supergigante azul de tipo B8 y la compañera (Mu Sagitarii Ab) es una gigante de tipo B2. Su alta masa significa que tiene masa suficiente para terminar su vida en una explosión de supernova por colapso del núcleo .

Los componentes restantes están unidos muy débilmente al sistema Polis, y aunque Mu Sagittarii es visible a simple vista, las propiedades de los componentes secundarios son muy inciertas.

La magnitud aparente del componente B se ha medido entre +8,04 [5] y 10,481 [19], lo que genera incertidumbres sobre sus propiedades físicas, distancia y pertenencia al sistema. El Catálogo de estrellas dobles de Washington da una magnitud de 10,48 y el Catálogo de componentes de estrellas dobles y múltiples una magnitud de 11,5. [20] [21]

El componente D tiene un tipo espectral B temprano, cerca de B3. [22] El tipo espectral MK completo se ha medido como B2 IV, y la suposición de una luminosidad subgigante sugiere que está más distante que las otras estrellas del sistema. [7] El tipo espectral también se ha estimado fotométricamente como B2 V, y una luminosidad de secuencia principal coincide con la distancia de las otras estrellas. [9] Los componentes D y E se encuentran a unos 5.100 años luz de la Tierra según sus paralajes de Gaia Data Release 3. [23] [8]

Referencias

  1. ^ ab Van Leeuwen, F. (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. ^ 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.
  3. ^ Fraser, M.; Dufton, PL; Hunter, I.; Ryans, RSI (2010). "Parámetros atmosféricos y velocidades rotacionales para una muestra de supergigantes galácticas de tipo B". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 404 (3): 1306. arXiv : 1001.3337 . Bibcode :2010MNRAS.404.1306F. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16392.x . S2CID  118674151.
  4. ^ ab Zasche, P.; Wolf, M.; Hartkopf, WI; Svoboda, P.; Uhlař, R.; Liakos, A.; Gazeas, K. (2009). "Un catálogo de estrellas dobles y múltiples visuales con componentes eclipsantes". The Astronomical Journal . 138 (2): 664. arXiv : 0907.5172 . Código Bibliográfico :2009AJ....138..664Z. doi :10.1088/0004-6256/138/2/664. S2CID  17089387.
  5. ^ abcdefghijkl Echevarría, J.; Roth, M.; Warman, J. (1979). "Estudio fotométrico de sistemas tipo trapecio". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica . 4 : 287. Código bibliográfico : 1979RMxAA...4..287E.
  6. ^ ab 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 Bibliográfico :2009yCat....102025S.
  7. ^ abcdefgh Abt, HA; Cardona, O. (1983). "Confirmación entre múltiplos visuales de un aumento de estrellas AP con la edad". Astrophysical Journal . 272 ​​: 182. Bibcode :1983ApJ...272..182A. doi : 10.1086/161276 .
  8. ^ abcdefg 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 . Código Bib : 2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
  9. ^ abc Lindroos, KP (1985). "Un estudio de estrellas dobles visuales con primarias de tipo temprano. IV Datos astrofísicos". Serie Suplemento de Astronomía y Astrofísica . 60 : 183. Bibcode :1985A&AS...60..183L.
  10. ^ abcdefgh Polidan, RS; Plavec, MJ (1984). "Un compañero caliente de MU Sagittarii - una oportunidad para sondear la atmósfera de una supergigante B8 IA". Astronomical Journal . 89 : 1721. Bibcode :1984AJ.....89.1721P. doi :10.1086/113678.
  11. ^ abc Kaler, Jim. "Polis". stars.astro.illinois.edu . Consultado el 13 de agosto de 2024 .
  12. ^ abcd Lindroos, KP (1986). "Un estudio de estrellas dobles visuales con primarias de tipo temprano. Secundarias V - Post-T Tauri". Astronomía y Astrofísica . 156 : 223. Bibcode :1986A&A...156..223L.
  13. ^ ab "Naming Stars". IAU.org . Consultado el 16 de diciembre de 2017 .
  14. ^ Hessman, FV; Dhillon, VS; Winget, DE; Schreiber, MR; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). "Sobre la convención de nomenclatura utilizada para sistemas estelares múltiples y planetas extrasolares". arXiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
  15. ^ Véase la estación 22 en la nota al pie 12 en Stefan Weinstock, "Lunar Mansions and Early Calendars", Journal of Hellenic Studies , Volumen 69, noviembre de 1949, págs. 48-69.
  16. ^ "Grupo de trabajo de la UAI sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  17. ^ "Informe trienal del Grupo de Trabajo (2015-2018) - Nombres de estrellas" (PDF) . p. 5 . Consultado el 14 de julio de 2018 .
  18. ^ (en chino) AEEA (Actividades de exposición y educación en astronomía) 天文教育資訊網 2006 年 5 月 11 日 Archivado el 22 de mayo de 2011 en la Wayback Machine.
  19. ^ Lindroos, KP (1983). "Un estudio de estrellas dobles visuales con primarias de tipo temprano. II - Resultados fotométricos". Serie de suplementos de astronomía y astrofísica . 51 : 161. Bibcode :1983A&AS...51..161L.
  20. ^ 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 .
  21. ^ Dommanget, J.; Nys, O. (1994). "Catálogo de los componentes de estrellas dobles y múltiples (CCDM). Primera edición". Obs. R. Belg . 115 . Código Bibliográfico :1994CoORB.115.....D.
  22. ^ Nesterov, VV; Kuzmin, AV; Ashimbaeva, NT; Volchkov, AA; Röser, S.; Bastian, U. (1995). "Las cartas de extensión de Henry Draper: un catálogo de posiciones precisas, movimientos propios, magnitudes y tipos espectrales de 86933 estrellas". Astronomía y astrofísica . 110 : 367. Bibcode :1995A&AS..110..367N.
  23. ^ 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 .

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