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Beta Casiopea

Beta Cassiopeiae ( β Cassiopeiae , abreviado Beta Cas o β Cas ), oficialmente llamada Caph / ˈkæf / , [12] [13] es una estrella variable Delta Scuti en la constelación de Casiopea . Es una estrella gigante perteneciente a la clase espectral F2 . La estrella blanca de segunda magnitud (+2,28 mag, variable) tiene una magnitud absoluta de +1,3 mag.

Nomenclatura

Beta Cassiopeiae es la designación Bayer de la estrella . También llevaba los nombres tradicionales Caph (de la palabra árabe كف kaf , "palma", es decir, que llega desde las Pléyades), Chaph y Kaff , así como al-Sanam al-Nakah "la joroba del camello". [10] En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [14] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín del WGSN de julio de 2016 [15] incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por el WGSN; que incluían Caph para esta estrella.

Originalmente, el término árabe preislámico al-Kaff al-Khadib, “la mano manchada”, se refería a las cinco estrellas que formaban la “W” de la constelación de Casiopea y representaba una mano manchada con henna. El término se abrevió y de alguna manera llegó a significar solo β Cassiopeiae. La antigua “mano manchada” era parte de un asterismo llamado Thuraya que se extendía desde las Pléyades, que significaba la “cabeza” a través de Tauro y Perseo hasta Casiopea, mientras que la otra “mano” estaba en Cetus. [16]

En chino ,王良 ( Wáng Liáng ) , en las Piernas (constelación china) , [17] se refiere a un asterismo que consiste en β Cassiopeiae, κ Cassiopeiae , η Cassiopeiae , α Cassiopeiae y λ Cassiopeiae . [18] En consecuencia, el nombre chino para β Cassiopeiae en sí es王良一( Wáng Liáng yī , en español: la primera estrella de Wang Liang ). [19]

Junto con Alpha Andromedae (Alpheratz) y Gamma Pegasi (Algenib), Beta Cassiopeiae era una de las tres estrellas brillantes conocidas como las "Tres Guías" que marcan el coluro equinoccial. [10] Se trata de una línea imaginaria que corre hacia el sur desde Beta Cassiopeiae a través de Alpha Andromedae hasta el ecuador celeste, en un punto donde la trayectoria del Sol (la eclíptica) la cruza cada equinoccio de otoño y primavera. [20]

Visibilidad

Con una magnitud aparente media ( banda V ) de +2,28, es una de las cinco estrellas que forman la 'W' de Casiopea, adyacente a la apenas más brillante Schedar ( Alpha Cassiopeiae ). SN 1572 , conocida tradicionalmente como la estrella de Tycho, apareció a unos 5 grados al noroeste de Caph en 1572. [10]

Como estrella en el hemisferio norte profundo del cielo, Beta Cassiopeiae es prominente para los observadores en el hemisferio norte, pero no es vista a menudo por aquellos en el hemisferio sur. La constelación de Cassiopeia no se eleva por encima del horizonte para los observadores en Tasmania , y solo es baja si uno está en Cairns . [21]

Sistema

Una curva de luz para Beta Cassiopeiae, trazada a partir de datos TESS [22]

Beta Cassiopeiae es un gigante de color blanco amarillento de clase estelar F2 III con una temperatura superficial de alrededor de7.000  K. Con un tamaño tres veces mayor que el del Sol y 28 veces más brillante que éste, Caph tiene una magnitud absoluta de +1,3. En su día fue una estrella de tipo A con aproximadamente el doble de masa que el Sol. [8] Ahora está en proceso de enfriamiento y expansión para convertirse en una gigante roja . Es probable que su núcleo haya agotado su hidrógeno y se esté encogiendo y calentando, mientras que su envoltura exterior de hidrógeno se está expandiendo y enfriando. Las estrellas no pasan mucho tiempo en este estado y son relativamente poco comunes. La corona de Caph es inusualmente débil. [20]

Beta Cassiopeiae es una estrella variable del tipo Delta Scuti ; de hecho, la cuarta más brillante de este tipo de estrellas en el cielo después de Denebola , Vega y Altair . [23] Es un pulsador monoperiódico, [24] con un brillo que va desde la magnitud +2,25 a +2,31 con un período de 2,5 horas. [20] Este tipo de variable incluye estrellas subgigantes o de secuencia principal de clases espectrales F5–A0, que tienen masas entre 1,5 y 2,5 masas solares y se acercan al final de su vida útil de fusión de hidrógeno del núcleo. [24] Sus pulsaciones están relacionadas con la misma franja de inestabilidad de helio en el diagrama de Hertzsprung-Russell que la de las cefeidas clásicas . Las estrellas Delta Scuti se encuentran en la intersección de la franja con la secuencia principal. [25]

Esta estrella gira a un 92% de su velocidad crítica y completa 1,12 rotaciones cada día. Esto le da una forma esferoidal achatada con un abultamiento ecuatorial un 24% más grande que el radio polar. Esta forma hace que la región polar tenga una temperatura más alta que el ecuador: la diferencia de temperatura es de unos 1.000 K. El eje de rotación está inclinado unos 20 grados respecto de la línea de visión desde la Tierra. [8]

Se consideró que Beta Cassiopeiae era un sistema binario espectroscópico con una débil compañera en una órbita de 27 días, pero ahora se piensa que es una sola estrella. [26]

Referencias

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  2. ^ Kukarkin, BV; et al. (1971). "Catálogo general de estrellas variables que contiene información sobre 20437 estrellas variables descubiertas y designadas hasta 1968". Catálogo general de estrellas variables (3.ª ed.). Código Bibliográfico :1971GCVS3.C......0K.
  3. ^ Gray, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF; McFadden, MT; Robinson, PE (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. arXiv : astro-ph/0308182 . Código Bibliográfico :2003AJ...126.2048G. doi :10.1086/378365. S2CID  119417105.
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  17. ^ Wang Liang fue un famoso auriga durante el período de primavera y otoño.
  18. ^ (en chino) 中國星座神話, escrito por 陳久金. Publicado por 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 . 
  19. ↑ (en chino)香港太空館- 研究資源 - 亮星中英對照表 Archivado el 29 de septiembre de 2009 en Wayback Machine , Museo Espacial de Hong Kong. Consultado en línea el 23 de noviembre de 2010.
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