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Kappa Ursae Majoris

Kappa Ursae Majoris ( κ Ursae Majoris , abreviada Kappa UMa , κ UMa ) es una estrella binaria en la constelación de la Osa Mayor . Con una magnitud aparente combinada de +3,60, [9] el sistema está aproximadamente a 358 años luz de la Tierra .

Los dos componentes se denominan Kappa Ursae Majoris A (oficialmente llamado Alkaphrah / æ l ˈ k æ f r ə / , un nombre tradicional del sistema) [10] y B.

Nomenclatura

κ Ursae Majoris ( latinizado a Kappa Ursae Majoris ) es la designación de Bayer del sistema . Las designaciones de los dos componentes como Kappa Ursae Majoris A y B 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). [11]

El nombre tradicional del sistema es Alkafzah (corrompido a Alkaphrah o El Koprah ), del árabe القفزة al-qafzah "el salto". [12] (Cf. Alula Borealis y Alula Australis .)

En 2016, la IAU organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [13] 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 . [14] Aprobó el nombre Alkaphrah para el componente Kappa Ursae Majoris A el 5 de septiembre de 2017 y ahora está incluido en la Lista de nombres de estrellas aprobados por la IAU. [10]

En chino ,三台( Sān Tái ), que significa Tres Pasos , se refiere a un asterismo que consta de Kappa Ursae Majoris, Iota Ursae Majoris , Lambda Ursae Majoris , Mu Ursae Majoris , Nu Ursae Majoris y Xi Ursae Majoris . En consecuencia, el nombre chino de Kappa Ursae Majoris es上台二( Shàng Tái èr , inglés: Estrella del Segundo Paso Superior ). [15]

Propiedades

Ambos componentes de la estrella binaria son enanas blancas de secuencia principal de tipo A. Tienen magnitudes aparentes de +4,2 y +4,5. [16] El período orbital de la binaria es de 35,6 años (13.007,2 días), y las dos estrellas están separadas por 0,18 segundos de arco . [17] Un exceso de infrarrojos indica que un disco de desechos con una temperatura media de 165 K está orbitando el primario a una separación de55,2  UA . [7]

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 . Código Bib : 2007A y A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ Eggleton, PP; Tokovinin, AA (septiembre de 2008), "Un catálogo de multiplicidad entre sistemas estelares brillantes", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 389 (2): 869–879, arXiv : 0806.2878 , Bibcode : 2008MNRAS.389..869E, doi :10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, S2CID  14878976.
  3. ^ Edwards, TW (abril de 1976), "Clasificación MK para componentes binarios visuales", Astronomical Journal , 81 : 245–249, Bibcode : 1976AJ.....81..245E, doi : 10.1086/111879
  4. ^ Anderson, E.; Francisco, cap. (2012), "XHIP: una compilación extendida de hipparcos", Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode :2012AstL...38..331A, doi :10.1134/S1063773712050015, S2CID  119257644.
  5. ^ Hartkopf, Wisconsin; et al. (30 de junio de 2006), Sexto catálogo de órbitas de estrellas binarias visuales, Observatorio Naval de Estados Unidos , archivado desde el original el 1 de agosto de 2017 , consultado el 2 de junio de 2017 .
  6. ^ ab Zorec, J.; Royer, F. (2012), "Velocidades de rotación de estrellas de tipo A. IV. Evolución de las velocidades de rotación", Astronomía y astrofísica , 537 : A120, arXiv : 1201.2052 , Bibcode : 2012A&A...537A.120Z, doi : 10.1051 /0004-6361/201117691, S2CID  55586789.
  7. ^ abc Cotten, Tara H.; Song, Inseok (julio de 2016), "Un censo completo de estrellas infrarrojas cercanas en exceso", The Astrophysical Journal Supplement Series , 225 (1): 24, arXiv : 1606.01134 , Bibcode : 2016ApJS..225...15C, doi : 10.3847 /0067-0049/225/1/15 , S2CID  118438871, 15.
  8. ^ "CCDM J09036+4709AB - Estrella doble o múltiple", Base de datos de objetos astronómicos SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , consultado el 26 de marzo de 2012
  9. ^ Johnson, HL; et al. (1966). "Fotometría UBVRIJKL de las estrellas brillantes". Comunicaciones del Laboratorio Lunar y Planetario . 4 (99): 99. Código bibliográfico : 1966CoLPL...4...99J.
  10. ^ ab "Nombrar estrellas". IAU.org . Consultado el 16 de diciembre de 2017 .
  11. ^ 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].
  12. ^ Allen (1899)
  13. ^ "Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  14. ^ "Informe trienal del GT (2015-2018) - Nombres de estrellas" (PDF) . pag. 5 . Consultado el 14 de julio de 2018 .
  15. ^ (en chino) (Actividades de exposición y educación en astronomía) 天文教育資訊網 2006 年 6 月 21 日
  16. ^ Masón, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, Guillermo I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (2001). "CD-ROM Double Star del Observatorio Naval de Estados Unidos de 2001. I. Catálogo Washington Double Star". La Revista Astronómica . 122 (6): 3466. Código bibliográfico : 2001AJ....122.3466M. doi : 10.1086/323920 .
  17. ^ Muterspaugh, Matthew W.; et al. (Diciembre de 2010), "Archivo de datos de astrometría diferencial de fases. II. Órbitas de estrellas binarias actualizadas y un largo período eclipsante binario", The Astronomical Journal , 140 (6): 1623–1630, arXiv : 1010.4043 , Bibcode : 2010AJ... .140.1623M, doi :10.1088/0004-6256/140/6/1623, S2CID  6030289