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Velorum lambda

Lambda Velorum ( λ Velorum , abreviado Lambda Vel , λ Vel ) , oficialmente llamada Suhail / ˈs uː h eɪ l / , [11] es una estrella en la constelación austral de Vela . Con una magnitud visual aparente media de 2,21, [2] es la tercera estrella más brillante de la constelación y una de las estrellas más brillantes del cielo. La distancia a esta estrella se puede medir directamente utilizando la técnica de paralaje , lo que arroja un estimado de 545 años luz (167 parsecs ) del Sol . [1]

Nomenclatura

λ Velorum ( latinizado como Lambda Velorum ) es la designación de Bayer de la estrella .

Llevaba el nombre árabe tradicional سهيل الوزن Suhail al Wazn , pero como estrella de navegación moderna se acortó a Suhail . ' Suhail ' (un nombre de pila árabe masculino común) se usó tradicionalmente para al menos otras tres estrellas: Canopus ; Gamma Velorum (Suhail al Muhlif); y Zeta Puppis (Suhail Hadar). En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [12] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN aprobó el nombre Suhail para esta estrella el 21 de agosto de 2016 y ahora está ingresado como tal en el Catálogo de Nombres de Estrellas de la IAU ( Canopus tuvo su nombre aprobado tal como está, y Zeta Puppis recibió el nombre de Naos ). [11]

En la astronomía china , Suhail se llama 天記 ( Pinyin : Tiānjì), que significa Juez para Estimar la Edad de los Animales , porque esta estrella se marca a sí misma y se encuentra sola en el asterismo Juez para Estimar la Edad de los Animales . La mansión fantasma (ver: constelación china ), [13]天記 (Tiānjì), se occidentalizó como Tseen Ke , pero el nombre Tseen Ke fue designado para Psi Velorum por las obras de RH Allen y el significado es "Registro del Cielo". [14]

Propiedades

Curva de luz para Lambda Velorum, trazada a partir de datos de Hipparcos [15]

Tiene una clasificación espectral de K4 Ib, [4] y la clase de luminosidad Ib significa que es una estrella supergigante roja de menor luminosidad . La envoltura exterior de λ Velorum tiene una temperatura efectiva de aproximadamente3.835  K , [7] lo que le da el tono naranja frío de una estrella de tipo K. [16] Es una estrella variable irregular lenta de tipo Lc con un brillo que varía entre magnitudes aparentes +2,14 a +2,30. [ 3]

λ Velorum es una estrella evolucionada que ha agotado el hidrógeno en su región central. Tiene alrededor de siete veces la masa del Sol. A pesar de tener la clase de luminosidad de una estrella supergigante roja , es probable que se encuentre en la rama asintótica de las gigantes (AGB) o se acerque a ella, aunque sus propiedades no excluyen que sea una estrella ligeramente más masiva en la rama de las gigantes rojas (RGB). [17] Como estrella AGB, tiene un núcleo inerte de carbono y oxígeno y está fusionando alternativamente helio e hidrógeno en dos capas fuera del núcleo. La envoltura exterior de la estrella se ha expandido para formar una capa profunda, convectiva , que quema hidrógeno y que está generando un campo magnético . La intensidad superficial de este campo se ha medido en 1,72 ± 0,33 G. [18] Las estrellas masivas utilizan su "combustible" de hidrógeno mucho más rápido que las estrellas más pequeñas y se estima que Lambda Velorum tiene solo unos 32 millones de años. [10]

λ Velorum se encuentra cerca del extremo superior del rango de masas de las estrellas intermedias, que terminan sus vidas produciendo una nebulosa planetaria y un remanente de enana blanca . Puede ser lo suficientemente masiva como para producir una supernova de captura de electrones (como la supernova que formó la Nebulosa del Cangrejo ) y, por lo tanto, una estrella de neutrones . [19]

Referencias

  1. ^ abcdef van Leeuwen, F. (noviembre de 2007), "Validación de la nueva reducción de Hipparcos", Astronomy and Astrophysics , 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", Communications of the Lunar and Planetary Laboratory , 4 (99): 99, Bibcode :1966CoLPL...4...99J
  3. ^ abc Ruban, EV; et al. (septiembre de 2006), "Observaciones espectrofotométricas de estrellas variables", Astronomy Letters , 32 (9): 604–607, Bibcode :2006AstL...32..604R, doi :10.1134/S1063773706090052, S2CID  121747360. Véase la entrada del catálogo J/PAZh/32/672 VizieR.
  4. ^ ab Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). "El catálogo Perkins de tipos MK revisados ​​para las estrellas más frías". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 71 : 245. Código Bibliográfico :1989ApJS...71..245K. doi :10.1086/191373.
  5. ^ Wilson, RE (1953). "Catálogo general de velocidades radiales estelares". Carnegie Institute Washington DC Publication . Carnegie Institute of Washington DC Bibcode :1953GCRV..C......0W.
  6. ^ Setiawan, J.; Pasquini, L.; Da Silva, L.; Hatzes, AP; von Der Lühe, O.; Girardi, L.; De Medeiros, JR; Guenther, E. (2004). "Medidas precisas de velocidad radial de gigantes G y K. Múltiples sistemas y tendencia de variabilidad a lo largo de la rama de gigantes rojas". Astronomía y Astrofísica . 421 (1): 241. Bibcode :2004A&A...421..241S. doi : 10.1051/0004-6361:20041042-1 .
  7. ^ ab Harper, Graham M.; Bennett, Philip D.; Marrón, Alejandro; Ayres, Thomas R.; Ohnaka, Keiichi; Grifo, Elizabeth (2022). "Observaciones HST STIS de la atmósfera irradiada de ζ Aurigae A". La Revista Astronómica . 164 (1): 16. Código bibliográfico : 2022AJ....164...16H. doi : 10.3847/1538-3881/ac6feb . S2CID  250101470.
  8. ^ Rau, Gioia; Nielsen, Krister E.; Carpenter, Kenneth G.; Airapetian, Vladimir (diciembre de 2018). "Observaciones del HST/GHRS de estrellas frías y de baja gravedad. VI. Tasas de pérdida de masa y parámetros del viento para gigantes M". The Astrophysical Journal . 869 (1): 1. arXiv : 1811.10679 . Bibcode :2018ApJ...869....1R. doi : 10.3847/1538-4357/aaf0a0 . ISSN  0004-637X. S2CID  119364960.
  9. ^ Luck, R. Earle (2014). "Parámetros y abundancias en estrellas luminosas". The Astronomical Journal . 147 (6): 137. Bibcode :2014AJ....147..137L. doi : 10.1088/0004-6256/147/6/137 .
  10. ^ ab Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, MM (enero de 2011), "Un catálogo de estrellas jóvenes de Hipparcos que se encuentran a 3 kpc del Sol", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 410 (1): 190–200, arXiv : 1007.4883 , Bibcode :2011MNRAS.410..190T, doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x , S2CID  118629873
  11. ^ ab "Catálogo de nombres de estrellas de la IAU" . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  12. ^ Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN), Unión Astronómica Internacional , consultado el 22 de mayo de 2016 .
  13. ^ (en chino) AEEA (Actividades de exposición y educación en astronomía) 天文教育資訊網 2006 年 6 月 29 日 Archivado el 5 de junio de 2021 en Wayback Machine.
  14. ^ Allen, Richard Hinckley, Nombres de estrellas: su tradición y significado: Argo Navis
  15. ^ "Acceso interactivo a datos de herramientas Hipparcos". Hipparcos . ESA . Consultado el 8 de diciembre de 2021 .
  16. ^ "El color de las estrellas", Australia Telescope, Outreach and Education , Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, 21 de diciembre de 2004, archivado desde el original el 2013-12-03 , consultado el 2012-01-16
  17. ^ Carpenter, Kenneth G. (1998). "La estructura de la atmósfera exterior y el viento de Lambda Vel". Estrellas gigantes asintóticas . 191 : 206. Código Bibliográfico :1998IAUS..191P.206C.
  18. ^ Grunhut, JH; et al. (noviembre de 2010), "Detección sistemática de campos magnéticos en supergigantes masivas de tipo tardío", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 408 (4): 2290–2297, arXiv : 1006.5891 , Bibcode :2010MNRAS.408.2290G, doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17275.x , S2CID  118564860
  19. ^ Nomoto, K. (1984). "Evolución de estrellas de 8-10 masas solares hacia supernovas de captura de electrones. I - Formación de núcleos de O + NE + MG degenerados por electrones". Astrophysical Journal . 277 : 791. Bibcode :1984ApJ...277..791N. doi : 10.1086/161749 .