Con una declinación de -62°, el sistema no es visible desde la latitud británica de +53°, por lo que nunca recibió una designación Flamsteed en la Historia Coelestis Britannica de John Flamsteed de 1712. La designación de Bayer para este sistema estelar, Zeta (ζ) Reticuli, se originó en un mapa estelar de 1756 del astrónomo francés Abbé Nicolas-Louis de Lacaille . [13] Posteriormente, las dos estrellas recibieron designaciones separadas en el Cape Photographic Durchmusterung , que se procesó entre 1859 y 1903, luego en el Catálogo Henry Draper , publicado entre 1918 y 1924. [14]
Características
La estrella doble ζ Reticuli se encuentra en la parte occidental de la pequeña constelación de Reticulum , a unos 25 ′ del límite de la constelación con Horologium . En los cielos oscuros del sur, las dos estrellas se pueden ver por separado a simple vista o con un par de binoculares. [15] ζ 1 Reticuli tiene una magnitud aparente de 5,52, [2] lo que la coloca en el límite entre las estrellas de magnitud 5 y 6. ζ 2 Reticuli es ligeramente más brillante con una magnitud de 5,22. [2]
Las dos estrellas se encuentran a distancias similares del Sol y comparten el mismo movimiento a través del espacio, [16] lo que confirma que están unidas gravitacionalmente y forman un amplio sistema binario estelar. Tienen una separación angular de 309,2 segundos de arco (5,2 minutos de arco ); [17] lo suficientemente separadas como para aparecer como un par cercano de estrellas separadas a simple vista en condiciones de observación adecuadas . La distancia entre las dos estrellas es de al menos3.750 UA (0,06 años luz, o casi cien veces la distancia media entre Plutón y el Sol), por lo que su periodo orbital es de 170.000 años o más. [18]
Ambas estrellas comparten características físicas similares al Sol, [16] por lo que se consideran análogas solares . Su clasificación estelar es casi idéntica a la del Sol. ζ 1 tiene el 96% de la masa del Sol y el 84% del radio del Sol . ζ 2 es ligeramente más grande y más luminosa que ζ 1 , con el 99% de la masa del Sol y el 88% del radio del Sol. [19] [20] Las dos estrellas son algo deficientes en metales , teniendo solo el 60% de la proporción de elementos distintos del hidrógeno y el helio en comparación con el Sol. [4] [21] Por razones que siguen siendo inciertas, ζ 1 tiene una abundancia anómalamente baja de berilio . [12] Dos posibles explicaciones son: durante su formación, la estrella sufrió múltiples e intensos estallidos de acreción de masa a partir de una nube protoestelar que giraba rápidamente, o bien la estrella sufrió una mezcla rotacional provocada por un período de rotación rápida durante su juventud. [22]
Ambas estrellas fueron consideradas inusuales porque se pensaba que tenían una luminosidad menor que la normal para las estrellas de la secuencia principal de su edad y temperatura superficial. Es decir, se encuentran por debajo de la curva de la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell para estrellas recién formadas. Sin embargo, esto fue cuestionado, después de utilizar las paralajes mucho más precisas del catálogo Hipparcos (ESA, 1997), se calculó que las estrellas en realidad tienen luminosidades más altas y por lo tanto están desplazadas hacia arriba, lo que las coloca en la secuencia principal. [4] La mayoría de las estrellas evolucionarán por encima de esta curva a medida que envejecen. [17]
ζ 1 tiene un nivel intermedio de actividad magnética en su cromosfera [23] con una variabilidad errática. Se ha identificado tentativamente un ciclo de actividad a largo plazo de ~4,2 años. [24] ζ 2 es más tranquila, mostrando un nivel de actividad mucho menor [25] con un ciclo de ~7,9 años , lo que puede indicar que se encuentra en un estado de Mínimo de Maunder . [24] Aunque la cinemática de este sistema sugiere que pertenecen a una población de estrellas más antiguas, las propiedades de sus cromosferas estelares sugieren que tienen solo unos 2 mil millones de años. [26]
Este sistema estelar pertenece al grupo de estrellas Zeta Herculis Moving Group , que comparten un movimiento común a través del espacio, lo que sugiere que tienen un origen común. En el sistema de coordenadas galáctico , los componentes [U, V, W] de la velocidad espacial para este sistema son iguales a [−70,2, −47,4, +16,4] km/s para ζ 1 y [−69,7, −46,4, +16,8] km/s para ζ 2 . [4] Actualmente siguen una órbita a través de la Vía Láctea que tiene una excentricidad de 0,24. Esta órbita llevará al sistema tan cerca como 17,4 kly (5,335 kpc ) y tan lejos como 28,6 kly (8,769 kpc) del Centro Galáctico . La inclinación de esta órbita alejará a las estrellas hasta 1,3 kly (0,4 kpc) del plano del disco galáctico. [5] Esto probablemente las coloca fuera de la población de estrellas del disco grueso . [17]
En 2007, el telescopio espacial Spitzer se utilizó para encontrar un exceso de infrarrojos aparente en una longitud de onda de 70 μm alrededor de ζ 2 . Esta radiación se atribuyó a la emisión de un disco de escombros con una temperatura media de 150 K (−123 °C), que se teorizó que orbitaba la estrella anfitriona a una distancia de 4,3 UA . [28] En 2010, el Observatorio Espacial Herschel , un telescopio con una resolución espacial comparativamente superior y, a diferencia de Spitzer, capaz de resolver excesos de radiación más allá de la longitud de onda de 70 μm, determinó que el exceso de infrarrojos provenía de una estructura de dos lóbulos que parecía un disco de escombros visto de canto. Este disco de escombros se interpretó como una analogía con el cinturón de Kuiper con un semieje mayor de 100 UA y una temperatura de 30-40 K. [29]
Sin embargo, las observaciones realizadas con ALMA en octubre y noviembre de 2017 revelaron que la estructura observada por Herschel no muestra un movimiento propio común con Zeta Reticuli. En estas observaciones, no se ha detectado un flujo significativo alrededor de ζ 2 , lo que demuestra que el supuesto disco de escombros no es real, sino más bien un caso de confusión de fondo. Las observaciones demuestran la necesidad de realizar un seguimiento de las observaciones de discos de escombros realizadas por Herschel . [30]
^ abcdef Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
^ abcdef Feinstein, A. (1966). "Observaciones fotoeléctricas de estrellas del hemisferio sur de tipo tardío". Boletín informativo del hemisferio sur . 8 : 30. Bibcode :1966IBSH....8...30F.
^ ab 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
^ abcdefg del Peloso, EF; et al. (junio de 2000). "Zeta 1 y zeta 2 Reticuli y la existencia del grupo zeta Herculis". Astronomía y Astrofísica . 358 : 233–241. Bibcode :2000A&A...358..233D.
^ abc Holmberg, J.; et al. (julio de 2009). "El estudio Ginebra-Copenhague del vecindario solar. III. Distancias, edades y cinemática mejoradas". Astronomía y Astrofísica . 501 (3): 941–947. arXiv : 0811.3982 . Bibcode :2009A&A...501..941H. doi :10.1051/0004-6361/200811191. S2CID 118577511.
^ Evans, DS (20–24 de junio de 1966). Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (eds.). "La revisión del Catálogo general de velocidades radiales". Determinación de velocidades radiales y sus aplicaciones, Actas del Simposio IAU No. 30 . 30 . Universidad de Toronto: Unión Astronómica Internacional: 57. Bibcode :1967IAUS...30...57E.{{cite journal}}: Mantenimiento de CS1: formato de fecha ( enlace )
^ abc Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
^ Fuhrmann, K.; Chini, R. (2015). "Multiplicidad entre estrellas de tipo F. II". The Astrophysical Journal . 809 (1): 107. Bibcode :2015ApJ...809..107F. doi :10.1088/0004-637X/809/1/107. S2CID 126218052.
^ ab Eiroa, C.; et al. (2013). "Polvo alrededor de estrellas cercanas. Resultados de las observaciones del sondeo". Astronomía y Astrofísica . 555 : A11. arXiv : 1305.0155 . Bibcode :2013A&A...555A..11E. doi :10.1051/0004-6361/201321050. S2CID 377244.
^ ab Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A. (noviembre de 2008). "Mejora de la estimación de la edad de las estrellas enanas de tipo solar mediante diagnósticos de actividad-rotación". The Astrophysical Journal . 687 (2): 1264–1293. arXiv : 0807.1686 . Código Bibliográfico :2008ApJ...687.1264M. doi :10.1086/591785. S2CID 27151456.
^ Adibekyan, V.; et al. (2016). "Ζ 2 Reticuli, su disco de escombros y su solitaria compañera estelar ζ 1 Ret. Diferentes tendencias de T c para diferentes espectros". Astronomía y Astrofísica . 591 : A34. arXiv : 1605.01918 . Bibcode :2016A&A...591A..34A. doi :10.1051/0004-6361/201628453. S2CID 119313511.
^ ab Santos, NC; et al. (octubre de 2004). "Anomalías de berilio en estrellas de campo de tipo solar". Astronomía y astrofísica . 425 (3): 1013–1027. arXiv : astro-ph/0408109 . Bibcode :2004A&A...425.1013S. doi :10.1051/0004-6361:20040510. S2CID 17279966.
^ Ridpath, Ian (1989). Cuentos de estrellas. James Clarke & Co. pág. 11. ISBN0-7188-2695-7.
^ "Nombramiento de objetos astronómicos". Unión Astronómica Internacional . Consultado el 16 de diciembre de 2011 .
^ Streicher, Magda (diciembre de 2009). "Reticulum: The Celestial Crosshairs". Notas mensuales de la Sociedad Astronómica de Sudáfrica . 68 (11/12): 242–246. Código Bibliográfico :2009MNSSA..68..242S.
^ ab da Silva, L.; Foy, R. (mayo de 1987). "Zeta-1 y Zeta-2 RETICULI: un desconcertante sistema gemelo de tipo solar". Astronomía y astrofísica . 177 (1–2): 204–216. Código Bibliográfico :1987A&A...177..204D.
^ abc Makarov, VV; et al. (noviembre de 2008). "Compañeros comunes de movimiento propio de estrellas cercanas: edades y evolución". The Astrophysical Journal . 687 (1): 566–578. arXiv : 0808.3414 . Bibcode :2008ApJ...687..566M. doi :10.1086/591638. S2CID 17811620.
^ Kaler, James B. "ZETA RET (Zeta Reticuli)". Estrellas . Universidad de Illinois . Consultado el 16 de noviembre de 2011 .
^ Takeda, G.; et al. (2007). "Parámetros estelares de estrellas frías cercanas. II. Propiedades físicas de ~1000 estrellas frías del catálogo SPOCS". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 168 (2): 297–318. arXiv : astro-ph/0607235 . Código Bibliográfico :2007ApJS..168..297T. doi :10.1086/509763. S2CID 18775378.Nota: ver catálogo VizieR J/ApJS/168/297.
^ Pasinetti Fracassini, LE; et al. (febrero de 2001). "Catálogo de diámetros aparentes y radios absolutos de estrellas (CADARS) - Tercera edición - Comentarios y estadísticas". Astronomía y astrofísica . 367 (2): 521–524. arXiv : astro-ph/0012289 . Bibcode :2001A&A...367..521P. doi :10.1051/0004-6361:20000451. S2CID 425754.Nota: utilizando el método de Perrin y Karoji (1987).
^ Una metalicidad de −0,22 indica que tienen la siguiente proporción de metales en comparación con el Sol: 10 −0,22 = 0,603, o 60%.
^ Viallet, M.; Baraffe, I. (octubre de 2012). "Escenarios para explicar la disminución extrema de Be en estrellas similares al Sol: ¿efectos de acreción o rotación?". Astronomy & Astrophysics . 546 : 7. arXiv : 1209.1812 . Bibcode :2012A&A...546A.113V. doi :10.1051/0004-6361/201219445. S2CID 55593554. A113.
^ Vieytes, M.; et al. (octubre de 2005). "Modelos cromosféricos de análogos solares con diferentes niveles de actividad". Astronomía y Astrofísica . 441 (2): 701–709. Bibcode :2005A&A...441..701V. doi : 10.1051/0004-6361:20052651 . hdl : 11336/22051 .
^ ab Flores, M.; et al. (enero de 2021). "Detección de mínimos de actividad prolongados en estrellas binarias. El caso de los retículos ζ 2 ". Astronomía y astrofísica . 645 : 5. arXiv : 2012.08983 . Bibcode :2021A&A...645L...6F. doi :10.1051/0004-6361/202039902. S2CID 229219969. L6.
^ Flores, M.; et al. (mayo de 2018). "Sistema binario ζ1 + ζ2 Reticuli: un desconcertante patrón de actividad cromosférica". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 476 (2): 2751–2759. arXiv : 1801.08104 . Código Bibliográfico :2018MNRAS.476.2751F. doi : 10.1093/mnras/sty234 .
^ Rocha-Pinto, Helio J.; et al. (marzo de 2002). "Estrellas cromosféricamente jóvenes, cinemáticamente viejas". Astronomía y Astrofísica . 384 (3): 912–924. arXiv : astro-ph/0112452 . Código Bibliográfico :2002A&A...384..912R. doi :10.1051/0004-6361:20011815. S2CID 16982360.
^ Laureijs, RJ; et al. (mayo de 2002). "Una búsqueda de 25 micrones de discos similares a Vega alrededor de estrellas de la secuencia principal con ISO" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 387 (1): 285–293. Bibcode :2002A&A...387..285L. doi : 10.1051/0004-6361:20020366 . hdl :1887/7333 . Consultado el 24 de octubre de 2018 .
^ Trilling, DE; et al. (febrero de 2008). "Discos de escombros alrededor de estrellas similares al Sol". The Astrophysical Journal . 674 (2): 1086–1105. arXiv : 0710.5498 . Código Bibliográfico :2008ApJ...674.1086T. doi :10.1086/525514. S2CID 54940779.Véase la tabla 6.
^ Eiroa, C.; et al. (julio de 2010). "Dust frío alrededor de estrellas cercanas (DUNES). Primeros resultados. Un cinturón de exo-Kuiper resuelto alrededor de la estrella similar al Sol ζ 2 Ret". Astronomía y Astrofísica . 518 : L131. arXiv : 1005.3151 . Bibcode :2010A&A...518L.131E. doi :10.1051/0004-6361/201014594. S2CID 1662394.
^ Faramaz, V.; et al. (noviembre de 2018). "¿Existe realmente un disco de escombros alrededor de Zeta2 Reticuli?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 481 : 44–48. arXiv : 1809.00645 . doi : 10.1093/mnras/sty2304 .
