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Zeta Sagitario

Zeta Sagittarii ( ζ Sagittarii , abreviado Zeta Sgr , ζ Sgr ) es un sistema estelar triple y la tercera estrella más brillante de la constelación de Sagitario después de Kaus Australis y Nunki . Según las mediciones de paralaje , se encuentra a unos 88 años luz (27 parsecs ) del Sol . [1]

Los tres componentes se designan Zeta Sagittarii Aa (oficialmente llamado Ascella / ə ˈ s ɛ l ə / , el nombre tradicional para todo el sistema), [9] [10] Ab y B. [6] El Catálogo de Estrellas Dobles de Washington cita un componente separado 72,3" del sistema, pero es una estrella de fondo no relacionada con el par. [6]

Nomenclatura

ζ Sagittarii ( latinizado como Zeta Sagittarii ) es la designación Bayer del sistema . Las designaciones de los tres componentes como ζ Sagittarii Aa, Ab 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). [6] [11]

Su nombre tradicional era Ascella , que deriva de una palabra del latín tardío que significa axila . En el catálogo de estrellas del Calendarium de Al Achsasi al Mouakket , esta estrella fue designada Thalath al Sadirah , que se tradujo al latín como Tertia τού al Sadirah , que significa tercer avestruz que regresa . [12] En 2016, la UAI 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 a sistemas múltiples completos . [14] Aprobó el nombre Ascella para el componente Zeta Sagittarii A el 12 de septiembre de 2016 y ahora está incluido en la Lista de Nombres de Estrellas Aprobados por la UAI. [10]

Esta estrella, junto con Gamma2 Sagittarii , Delta Sagittarii , Epsilon Sagittarii , Lambda Sagittarii , Sigma Sagittarii , Tau Sagittarii y Phi Sagittarii componen el asterismo Tetera . [15]

En chino ,斗( Dǒu ), que significa Osa , se refiere a un asterismo que consta de Zeta Sagittarii, Phi Sagittarii, Lambda Sagittarii, Mu Sagittarii , Sigma Sagittarii y Tau Sagittarii. En consecuencia, el nombre chino del propio Zeta Sagittarii es斗宿一( Dǒu Sù yī , inglés: la primera estrella de Dipper ). [16]

Propiedades

Zeta Sagittarii tiene una magnitud visual aparente combinada de +2,59 [2] y un tipo espectral combinado A2Va. [4] Se aleja del Sistema Solar con una velocidad radial de 22 km s −1 , [5] y hace aproximadamente un millón de años, llegó a 11  pc (36  ly ) del Sol. [6]

Zeta Sagittarii Aa y Ab forman un par interno con un período orbital estimado en aproximadamente un mes y una separación de 0,3 ua. Son estrellas de tipo A de tamaño similar , con 1,8 veces la masa y 1,9 veces el radio del Sol . Cuando estas estrellas evolucionen y se conviertan en gigantes rojas , alrededor de 500 millones de años en el futuro, se espera que evolucionen hacia una fase de envoltura común .

El componente exterior, llamado Zeta Sagittarii B, forma un sistema binario visual con el par interior. Está separado por 1,32 ua y tiene un período orbital de 21 años. Es la estrella más grande y más masiva del sistema, 2,3 veces más grande y dos veces más masiva que el Sol. Se espera que termine su vida como una  enana blanca de 0,7 M ☉ , alrededor de 700 millones de años en el futuro. [6]

Según los datos obtenidos por la misión Hipparcos , se predijo que Zeta Sagittarii sería la estrella más brillante del cielo nocturno hace unos 1,2 millones de años, alcanzando una magnitud aparente de−2,74 . [17] Sin embargo, un análisis de 2023 descartó esta hipótesis, ya que la distancia más cercana al Sol se ha recalculado en 36 años luz, mucho más lejos que los 10 años luz estimados anteriormente. [6]

Notas

  1. ^ abc Calculado a partir de las cifras de temperatura y radio disponibles según la ley de Stefan-Boltzmann : , donde T es la temperatura, R es el radio y L es la luminosidad. 5772 es la temperatura solar nominal efectiva, en grados Kelvin. Para realizar el cálculo se utiliza GeoGebra.

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. ^ abcd De Rosa, Robert J.; et al. (2011), "El sondeo VAST -- II. Monitoreo del movimiento orbital de estrellas múltiples de tipo A", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 422 (4): 2765–2785, arXiv : 1112.3666 , Bibcode :2012MNRAS.422.2765D, doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.20397.x , S2CID  102487103
  4. ^ ab "* zet Sgr". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 18 de febrero de 2012 .
  5. ^ ab Wilson, RE (1953), "Catálogo general de velocidades radiales estelares", Carnegie Institute Washington DC Publication , Carnegie Institute of Washington DC, Bibcode :1953GCRV..C......0W
  6. ^ abcdefghi Waisberg, Idel; Klein, Ygal; Katz, Boaz (1 de noviembre de 2023), "Compañeros ocultos de estrellas de masa intermedia. XIV. Descubrimiento de un compañero de 1,8  M ☉ , 0,3 au de Ascella = Zeta Sagittarii A", Notas de investigación de la Sociedad Astronómica Estadounidense , 7 ( 11): 245, código Bib : 2023RNAAS...7..245W, doi : 10.3847/2515-5172/ad0e72 , ISSN  2515-5172
  7. ^ Gray, RO; et al. (octubre de 2003), "Contribuciones al proyecto de estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 con una diferencia de 40 pársecs: la muestra del norte. I.", The Astronomical Journal , 126 (4): 2048–2059, arXiv : astro-ph/0308182 , Bibcode :2003AJ....126.2048G, doi :10.1086/378365, S2CID  119417105
  8. ^ Royer, F.; Zorec, J.; Gómez, AE (febrero 2007), "Velocidades de rotación de estrellas tipo A. III. Distribuciones de velocidades", Astronomía y Astrofísica , 463 (2): 671–682, arXiv : astro-ph/0610785 , Bibcode :2007A&A... 463..671R, doi :10.1051/0004-6361:20065224, S2CID  18475298
  9. ^ Davis, George A. (1944). "Las pronunciaciones, derivaciones y significados de una lista seleccionada de nombres de estrellas". Astronomía popular . 52 : 8–30. Código Bibliográfico :1944PA.....52....8D.
  10. ^ ab Naming Stars, IAU.org , consultado el 16 de diciembre de 2017
  11. ^ 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].
  12. ^ Knobel, EB (junio de 1895), "Al Achsasi Al Mouakket, en un catálogo de estrellas en el Calendarium de Mohammad Al Achsasi Al Mouakket", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 55 (8): 430, Bibcode :1895MNRAS. .55..429K, doi : 10.1093/mnras/55.8.429
  13. ^ Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN), Unión Astronómica Internacional , consultado el 22 de mayo de 2016 .
  14. ^ Informe trienal del Grupo de Trabajo (2015-2018) - Nombres de estrellas (PDF) , p. 5 , consultado el 14 de julio de 2018
  15. ^ Tetera, constellation-guide.com , consultado el 13 de mayo de 2017
  16. ^ (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.
  17. ^ Tomkin, Jocelyn (abril de 1998), "Reyes celestiales de antaño y del futuro", Sky and Telescope , 95 (4): 59–63, Bibcode :1998S&T....95d..59T– basado en cálculos a partir de datos de HIPPARCOS . (Los cálculos excluyen estrellas cuya distancia o movimiento propio son inciertos.) PDF [ enlace muerto permanente ‍ ]