 Ubicación del coche V528 | |
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Carina |
| Ascensión recta | 11 h 03 m 06.15 s [1] |
| Declinación | 60 ° 54 ′ 38.6 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | +6.75 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M2 Ib [3] [4] |
| Índice de color B − V | +2.04 [2] |
| Tipo variable | Lc [5] |
| Astrometria | |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: −7.26 [2] mas / año Dec .: +0.42 [2] mas / año |
| Paralaje (π) | −0.69 ± 0.45 [1] mas |
| Distancia | 3.850 [6] ly |
| Magnitud absoluta (M V ) | −6.09 [2] |
| Detalles | |
| Radio | 700 [2] R ☉ |
| Luminosidad | 81,000 [2] L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 0.0 [2] cgs |
| Temperatura | 3.700 [2] K |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
V528 Carinae ( V528 Car, HD 95950, HIP 54021 ) es una estrella variable en la constelación de Carina .
V528 Carinae tiene una magnitud visual aparente de +6.75. Es una estrella distante, pero la distancia exacta es incierta. El satélite Hipparcos da una paralaje anual negativa y no es útil. Su membresía Carina OB2 permite estimar la distancia en 3,850 años luz . [6]
V528 Carinae es una supergigante roja de tipo espectral M2 Ib con una temperatura efectiva de 3700 K . Tiene un radio de 700 radios solares , lo que la convierte en una de las estrellas más grandes . En el espectro visible luminosidad es 11.900 veces mayor que la del sol, pero la luminosidad bolométrica teniendo en cuenta todas las longitudes de onda alcanza 81.000 L ☉ . [2] Pierde masa a0.5 × 10 −9 M ☉ por año. [6]
 Ubicación de V354 Cep | |
| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| Constelación | Cefeo |
| Ascensión recta | 22 h 33 m 34.643 s [1] |
| Declinación | + 58 ° 53 ′ 47.05 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 10.82 a 11.35 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M2.5 Iab [3] |
| Índice de color B − V | +3,18 [4] |
| Tipo variable | LC [2] |
| Astrometria | |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: –2.816[5] mas/yr Dec.: –2.510[5] mas/yr |
| Parallax (π) | 0.4581 ± 0.1023[5] mas |
| Distance | ~9,000[6] ly (3,500 pc) |
| Absolute magnitude (MV) | -7.57 (variable)[4] |
| Details | |
| Radius | 689[7]-1,520[4] R☉ |
| Luminosity | 76,000[7] - 369,000[4] L☉ |
| Surface gravity (log g) | −0.5[4] cgs |
| Temperature | 3,650[4] K |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
V354 Cephei es una estrella supergigante roja ubicada dentro de la Vía Láctea . Es una variable irregular ubicada aproximadamente a 9,000 años luz de distancia del Sol , y actualmente se considera una de las estrellas más grandes conocidas y una de las más luminosas de su tipo. Tiene un radio estimado de entre 689 y 1,520 radios solares (479,000,000 y 1.057 × 10 9 km ; 3.20 y 7.07 au ). Si se colocara en el centro del Sistema Solar , se extendería entre las órbitas de Júpiter ySaturno .
Identificación [ editar ]
V354 Cephei ahora se identifica claramente como una estrella variable supergigante roja y se incluye en encuestas como IRAS y 2MASS , pero antes de su inclusión en el Catálogo general de estrellas variables en 1981, solo se mencionaba en sus listados en catálogos relativamente oscuros. [8] Es demasiado débil para ser incluido en catálogos como el Catálogo Henry Draper o Bonner Durchmusterung . Se incluyó en una encuesta del Observatorio Dearborn de 1947 como estrella 41575, pero esa identificación casi nunca se usa. [9]
V354 Cep se ha referido con frecuencia como el Caso 75. [4] [8] Esto es de uno de varios listados de estrellas geniales hechas usando el telescopio Burrell Schmidt en el Observatorio Warner y Swasey de la Universidad Case Western Reserve , aunque el Caso 75 es erróneamente identificado como la cercana estrella F3V BD + 58 ° 2450. [10]
Distancia [ editar ]
El paralaje de Gaia Data Release 2 para V354 Cep es0.4581 ± 0.1023 mas . [5] Está cerca de la asociación estelar Cepheus OB1 y se considera un miembro probable. Esta asociación está a una distancia de aproximadamente 3.500 parsecs . [11]
Propiedades [ editar ]
La luminosidad, y por lo tanto el tamaño, de V354 Cep están en disputa. Levesque y col. 2005, encuentra una alta luminosidad de 369,000 L ☉ y consecuentemente un tamaño muy grande de 1,520 R ☉ basado en el supuesto de una temperatura efectiva de 3,650 K. A partir de los mismos datos, Mauron et al. 2011 deriva una luminosidad mucho menor de 76,000 L ☉ , lo que implica un tamaño mucho menor alrededor de 689 R ☉ . Observan la discrepancia pero no pueden explicarla. [7] Existen diferencias similares en las extinciones visuales derivadas, entre dos y seis magnitudes.
 Antares está cerca del centro de la constelación Scorpius | |
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Scorpius |
| Ascensión recta | 16 h 29 m 24.45970 s [1] |
| Declinación | −26 ° 25 ′ 55.2094 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 0.6 - 1.6 [2] + 5.5 [3] |
| Caracteristicas | |
| Etapa evolutiva | Supergigante rojo |
| Tipo espectral | M1.5Iab-Ib [4] + B2.5V [5] |
| Índice de color U − B | +1,34 [3] |
| Índice de color B − V | +1,83 [3] |
| Tipo variable | Lc [2] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | −3,4 [6] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: −12.11 [1] mas / año Dec .: −23.30 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 5.89 ± 1.00 [1] mas |
| Distancia | aprox. 550 ly (aprox. 170 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | −5,28 [7] (variable) |
| Detalles | |
| UNA | |
| Masa | 11 - 14,3 [8] M ☉ |
| Radio | 680[8]–800[9] R☉ |
| Luminosity | 75900+53000 −31200[10] L☉ |
| Surface gravity (log g) | −0.1 - −0.2[8] cgs |
| Temperature | 3,660±120[8] K |
| Rotational velocity (v sin i) | 20[3] km/s |
| Age | 15±5[8] Myr |
| B | |
| Mass | 7.2[11] M☉ |
| Radius | 5.2[11] R☉ |
| Luminosity | 2,754[11] L☉ |
| Surface gravity (log g) | 3.9[11] cgs |
| Temperature | 18,500[12] K |
| Rotational velocity (v sin i) | 250[11] km/s |
| Other designations | |
| A: HD 148478, AAVSO 1623-26 | |
| B: HD 148479 | |
| Database references | |
| SIMBAD | Antares |
| α Scorpii A | |
| α Scorpii B | |
Antares / æ n t ɛər i z / , [14] [15] designado α Scorpii ( Latinized a Alfa Scorpii , abreviado Alfa Sco , α Sco ), es, en promedio, la estrella decimoquinta más brillante en el cielo de la noche , y los más brillantes objeto en la constelación de Scorpius . Distintivamente rojizo cuando se ve a simple vista, Antares es una estrella variable lenta e irregular que varía en brillo desde una magnitud aparente+0,6 a +1,6. Conocido a menudo como "el corazón del escorpión", Antares está flanqueado por σ Scorpii y τ Scorpii cerca del centro de la constelación.
Clasificada como una supergigante roja de tipo espectral M1.5Iab-Ib , Antares es una supergigante roja , una gran estrella masiva evolucionada. Su tamaño exacto sigue siendo incierto, pero si se coloca en el centro del Sistema Solar llegaría a algún lugar entre las órbitas de Marte y Júpiter . Se calcula que su masa es aproximadamente 12 veces mayor que la del Sol .
Antares es el miembro estelar más brillante, masivo y más evolucionado de la asociación OB más cercana , la Asociación Scorpius-Centaurus . Antares es miembro del subgrupo Scorpius superior de la asociación, que contiene miles de estrellas con una edad media de 11 millones de años, aproximadamente 170 parsecs (550 ly ) de la Tierra.
Antares aparece como una sola estrella cuando se ve a simple vista, pero en realidad es una estrella binaria , con sus dos componentes llamados α Scorpii A y α Scorpii B. El más brillante del par es la supergigante roja, mientras que el más débil es un calor secuencia principal estrella de magnitud 5.5.
Nomenclatura [ editar ]
α Scorpii (latinizado a Alpha Scorpii ) es la designación Bayer de la estrella . Antares tiene la designación Flamsteed 21 Scorpii, así como designaciones de catálogo como HR 6134 en el Bright Star Catalog y HD 148478 en el Henry Draper Catalog . Como una fuente infrarroja prominente , aparece en el catálogo de Two Micron All-Sky Survey como 2MASS J16292443-2625549 y en el catálogo de Atlas de Atlas de Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS) como IRAS 16262-2619. También está catalogado como una estrella doble WDS J16294-2626 y CCDMJ16294-2626. Antares es una estrella variable y está incluida en el Catálogo General de Estrellas Variables, pero como estrella designada por Bayer no tiene una designación de estrella variable separada . [dieciséis]
Su nombre tradicional Antares deriva del griego antiguo Ἀντάρης , [17] que significa "rival de Ares " ("oponente de Marte"), debido a la similitud de su tono rojizo con la aparición del planeta Marte . [18] La comparación de Antares con Marte puede haberse originado con los primeros astrónomos mesopotámicos . [13] Algunos estudiosos han especulado que la estrella puede haber sido nombrada en honor a Antar , o Antarah ibn Shaddad, el héroe guerrero árabe celebrado en los poemas preislámicos Mu'allaqat . [13] En 2016, elLa Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [19] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín de la WGSN de julio de 2016 [20] incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por la WGSN, que incluía a Antares para la estrella α Scorpii A. Ahora está inscrita en el Catálogo de nombres de estrellas de la IAU. [21]
Observación [ editar ]
Antares es visible toda la noche alrededor del 31 de mayo de cada año, cuando la estrella está en oposición al Sol . Antares se levanta al anochecer y se pone al amanecer como se ve en el ecuador. Durante dos o tres semanas a cada lado del 30 de noviembre, Antares no es visible en el cielo nocturno, porque está cerca de la conjunción con el Sol; [22] este período de invisibilidad es más largo en el hemisferio norte que en el hemisferio sur , ya que la declinación de la estrella está al sur del ecuador celeste.
Historia [ editar ]
Se observaron variaciones de velocidad radial en el espectro de Antares a principios del siglo XX [23] y se hicieron intentos para derivar órbitas espectroscópicas . [24] Se hizo evidente que las pequeñas variaciones no podían deberse al movimiento orbital, y en realidad fueron causadas por la pulsación de la atmósfera de la estrella. Incluso en 1928, se calculó que el tamaño de la estrella debe variar en aproximadamente un 20%. [25]
Se informó por primera vez que Antares tenía una estrella compañera por Johann Tobias Bürg durante una ocultación el 13 de abril de 1819, [26] aunque esto no fue ampliamente aceptado y descartado como un posible efecto atmosférico. [27] Luego fue observado por el astrónomo escocés James William Grant FRSE en la India el 23 de julio de 1844. [28] Fue redescubierto por Ormsby M. Mitchel en 1846, [29] y medido por William Rutter Dawes en abril de 1847. [ 30] [31]
En 1952, se informó que Antares variaba en brillo. Se describió un rango de magnitud fotográfica de 3.00 a 3.16. [32] El brillo ha sido monitoreado por la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables desde 1945, [33] y ha sido clasificado como una estrella variable irregular lenta lenta LC , cuya magnitud aparente varía lentamente entre extremos de +0.6 y +1.6, aunque generalmente cerca de magnitud +1.0. No hay una periodicidad obvia, pero los análisis estadísticos han sugerido períodos de 1.733 días o1650 ± 640 días. [2] No se ha detectado un período secundario largo separado, [34] aunque se ha sugerido que los períodos primarios de más de mil días son análogos a los períodos secundarios largos. [2]
La investigación publicada en 2018 demostró que los aborígenes Ngarrindjeri del sur de Australia observaron la variabilidad de Antares y la incorporaron a sus tradiciones orales como Waiyungari (que significa `` hombre rojo ''). [35]
Ocultaciones y Conjunciones [ editar ]
Antares está a 4.57 grados al sur de la eclíptica , una de las cuatro estrellas de primera magnitud dentro de los 6 ° de la eclíptica (las otras son Spica , Regulus y Aldebarán ), por lo que puede ser ocultada por la Luna . El 31 de julio de 2009, Antares fue ocultada por la Luna. El evento fue visible en gran parte del sur de Asia y Medio Oriente. [36] [37] Cada año, alrededor del 2 de diciembre, el Sol pasa 5 ° al norte de Antares. [22] Las ocultaciones lunares de Antares son bastante comunes, dependiendo de Sarosciclo. El último ciclo terminó en 2010 y el siguiente comienza en 2023. A la derecha se muestra un video de un evento de reaparición, que muestra claramente los eventos de ambos componentes.
Antares también puede ser ocultado por los planetas, por ejemplo Venus , pero estos eventos son raros. La última ocultación de Antares por Venus tuvo lugar el 17 de septiembre de 525 aC; el próximo será el 17 de noviembre de 2400. [38] Se ha calculado que otros planetas no han ocultado Antares durante el último milenio, ni lo harán en el próximo milenio, ya que la mayoría de los planetas permanecen cerca de la eclíptica y pasan al norte de Antares. [39] Venus estará extremadamente cerca de Antares el 19 de octubre de 2117 y cada ocho años a partir de entonces hasta el 29 de octubre de 2157 pasará al sur de la estrella. [40]
Sistema estelar [ editar ]
α Scorpii es una estrella doble que se cree que forma un sistema binario . La órbita mejor calculada para las estrellas se considera poco confiable. [41] Describe una órbita casi circular vista casi de borde, con un período de 1.218 años y un eje semi-mayor de aproximadamente2.9 ″ . [42] Otras estimaciones recientes del período han oscilado entre 880 años para una órbita calculada, [43] a 2,562 años para una estimación simple de la Ley de Kepler . [44]
Las primeras mediciones de la pareja encontraron que se trataba de 3.5 ″ aparte en 1847-49, [31] o2.5 ″ aparte en 1848. [29] Observaciones más modernas constantemente dan separaciones alrededor2.6 ″ -2.8 ″ . [45] [46] [47] [48] Las variaciones en la separación a menudo se interpretan como evidencia de movimiento orbital, [29] [5] pero es más probable que sean simplemente inexactitudes de observación con muy poco movimiento relativo verdadero entre los dos componentes. [42]
El par tiene una separación proyectada de aproximadamente 529 unidades astronómicas (UA) a la distancia estimada de Antares, dando un valor mínimo para la distancia entre ellos. El examen espectroscópico de los estados de energía en el flujo de salida de la materia desde la estrella compañera sugiere que ha terminado220 UA más allá de la primaria. [5]
Antares [ editar ]
Antares es una estrella supergigante roja con una clasificación estelar de M1.5Iab-Ib, y se indica que es un estándar espectral para esa clase. [4] Debido a la naturaleza de la estrella, las mediciones de paralaje derivadas tienen grandes errores, por lo que la verdadera distancia de Antares es de aproximadamente 550 años luz (170 parsecs ) del Sol. [1]
El brillo de Antares en las longitudes de onda visuales es aproximadamente 10,000 veces mayor que el del Sol , pero debido a que la estrella irradia una parte considerable de su energía en la parte infrarroja del espectro , la verdadera luminosidad bolométrica es alrededor de 100,000 veces la del Sol. Hay un gran margen de error asignado a los valores para la luminosidad bolométrica, típicamente 30% o más. También hay una variación considerable entre los valores publicados por diferentes autores, por ejemplo 75,900 L ☉ y 97,700 L ☉ publicados en 2012 y 2013. [10] [8]
La masa de la estrella se ha calculado en aproximadamente 12 M ☉ , [10] o 11 a 14.3 M ☉ . [8] La comparación de la temperatura efectiva y la luminosidad de Antares con las pistas evolutivas teóricas para estrellas masivas sugieren una masa progenitora de 17 M ☉ y una edad de 12 millones de años (MYr), [10] o una masa inicial de 15 M ☉ y una edad de 11 a 15 MYr. [8] Se espera que estrellas masivas como Antares exploten como supernovas . [49]
Como la mayoría de las supergigantes geniales, el tamaño de Antares tiene mucha incertidumbre debido a la naturaleza tenue y translúcida de las regiones externas extendidas de la estrella. La definición de una temperatura efectiva es difícil debido a que las líneas espectrales se generan a diferentes profundidades en la atmósfera, y las mediciones lineales producen resultados diferentes dependiendo de la longitud de onda observada. [50] Además, Antares parece pulsar, variando su radio en 165 R ☉ o 19%. [10] También varía en temperatura en 150 K, quedando 70 días por detrás de los cambios de velocidad radial que probablemente sean causados por las pulsaciones. [51]
El diámetro de Antares se puede medir con mayor precisión utilizando interferometría u observando eventos de ocultaciones lunares . Se ha publicado un diámetro aparente a partir de ocultaciones de 41,3 ± 0,1 miliar segundos . [52] La interferometría permite la síntesis de una vista del disco estelar, que luego se representa como un disco oscurecido de una extremidad rodeado por una atmósfera extendida. El diámetro del disco oscurecido de la extremidad se midió como37.38 ± 0.06 miliar segundos en 2009 y37,31 ± 0,09 miliar segundos en 2010. El radio lineal de la estrella se puede calcular a partir de su diámetro angular y distancia. Sin embargo, la distancia a Antares no se conoce con la misma precisión que las mediciones modernas de su diámetro.
La paralaje trigonométrica del satélite Hipparcos de5.89 ± 1.00 mas [53] conduce a un radio de aproximadamente 680 R ☉ . [8] Las estimaciones de radios anteriores que superaban los 850 R ☉ se derivaron de mediciones anteriores del diámetro, [51] pero es probable que esas mediciones se hayan visto afectadas por la asimetría de la atmósfera y el estrecho rango de longitudes de onda infrarrojas observadas; Antares tiene una cubierta extendida que irradia fuertemente en esas longitudes de onda particulares. [8] A pesar de su gran tamaño en comparación con el Sol, Antares está enano por supergigantes rojos aún más grandes, como VY Canis Majoris , que es casi 30 veces más grande en términos de volumen, o VV Cephei A yMu Cephei .
Antares, como la supergigante roja Betelgeuse de tamaño similar en la constelación de Orión , seguramente explotará como una supernova , [54] posiblemente en los próximos diez mil años. Durante unos meses, la supernova de Antares podría ser tan brillante como la luna llena y ser visible durante el día. [49]
Antares B [ editar ]
Antares B es una estrella de secuencia principal azul-blanca de magnitud 5.5 de tipo espectral B2.5V; También tiene numerosas líneas espectrales inusuales que sugieren que ha sido contaminado por materia expulsada por Antares. [5] Se supone que es una estrella de secuencia principal temprana B relativamente normal con una masa alrededor de 7 M ☉ , una temperatura alrededor18,500 K , y un radio de aproximadamente 5 R ☉ . [11]
Antares B es normalmente difícil de ver en telescopios pequeños debido al resplandor de Antares, pero a veces se puede ver en aberturas de más de 150 milímetros (5,9 pulgadas). [55] A menudo se describe como verde, pero esto probablemente sea un efecto de contraste , [56] o el resultado de la mezcla de luz de las dos estrellas cuando se ven juntas a través de un telescopio y están demasiado cerca para resolverse por completo. . Antares B a veces se puede observar con un pequeño telescopio durante unos segundos durante ocultaciones lunares, mientras que Antares está oculto por la Luna. [26] . Antares B aparece un color azul profundo o verde azulado, en contraste con el Antares rojo anaranjado.
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