Delfín beta

Beta Delphine (β Delphini/β Del)  es un sistema estelar múltiple en la constelación Delphinus . Tiene varios nombres históricos:

• Rotanev  : este nombre apareció como resultado de un pequeño engaño cómico a principios del siglo XIX en el observatorio de Palermo . Allí, bajo la dirección de Giuseppe Piazzi (el descubridor del primer y más grande asteroide conocido , Ceres ) , se publicó un catálogo de estrellas en 1814 . En él, por primera vez, aparecieron dos nombres Rotanev (Rotanev)  - beta Dolphin y Sualokin (Sualocin)  - alpha Dolphin , sin ninguna explicación. Más tarde, el astrónomo británico Thomas William Webb ( en: Thomas William Webb ) notó que los nombres de las estrellas Sualocin y Rotanev, cuando se leen de derecha a izquierda, dan la forma latinizada del nombre y apellido del asistente de Piazzi, Nicolo Cacciatore ( Niccolo Cacciatore ) - Nicolaus Venator . Se desconoce cuál de los dos astrónomos fue el autor del engaño [11] .
• Rotanen  - el nombre apareció en el atlas de Elijah Burritt ( Elijah Burritt ), y aparentemente es un error [11] .

Sistema dual

Rotanev se encuentra a una distancia de 97 años luz de la Tierra y es una estrella de cuarta magnitud (3,77 m ). Beta Delphina  es un sistema estelar múltiple . Como primera aproximación, consta de un par de subgigantes de tipo espectral F5 con una temperatura superficial de 6500 K. El sistema es muy cercano: no se puede resolver mediante un telescopio con una apertura media , ya que las estrellas están a una distancia media. de 0,65 segundos de arco entre sí (monedas de tamaño angular desde una distancia de 10 km). La estrella más brillante del par tiene una cuarta magnitud (4,0 m ), la otra estrella es un poco más débil: 4,9 m , lo que, teniendo en cuenta la distancia, da una luminosidad 18 y 8 veces mayor que la del sol , respectivamente . La velocidad de rotación de una o ambas estrellas es pequeña, unos 40 kilómetros por segundo (20 veces mayor que la del Sol que gira lentamente). Como muchas estrellas con una temperatura media similar, Rotanev muestra propiedades peculiares de abundancia de ciertos elementos químicos (en particular, estroncio ). El exceso estándar de hierro en el espectro , sin embargo, es bastante normal [5] .

Estar a una distancia promedio de poco más de 13 unidades astronómicas (AU) entre sí, luego alejándose a una distancia de 18 AU. E. (distancia aproximada entre Urano y el Sol ), luego acercándose a una distancia de 8 a. es decir (ligeramente menor que la distancia de Saturno al Sol), giran uno alrededor del otro con un período de 26,7 años. Las estrellas estaban a la mayor distancia entre sí vistas desde la Tierra en 2002 . Los parámetros de la órbita, así como la luminosidad, indican que sus masas son aproximadamente el doble de la del sol , siendo la estrella más brillante un poco más masiva. Es poco probable que incluso una de estas estrellas tenga sus propios planetas , ya que sus órbitas serán extremadamente inestables. En tal sistema, solo un planeta muy distante puede tener una órbita estable alrededor de un par de estrellas, pero debe estar tan lejos que la vida (al menos como la conocemos) no podría existir en él. Independientemente de esto, la vida de las propias subgigantes termina: la combustión termonuclear del hidrógeno se detiene en sus profundidades , y pronto se convertirán en gigantes rojas (una estrella más brillante un poco antes), luego arrojarán sus caparazones y se convertirán en un par de enanas blancas .

Componentes

El sistema también contiene 3 componentes más [2] , cuyos parámetros se dan en la tabla, pero no hay evidencia sólida de que estén ligados gravitacionalmente a un par de estrellas principales. Quizás son solo compañeros visuales.

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 Objeto y alias  (ing.)  (enlace no disponible) . Observaciones de estrellas y exoplanetas de NASA/IPAC/NExSci . Archivado desde el original el 6 de mayo de 2012.
2. ↑ 1 2 Rotanev sobre Alcyone Archivado el 4 de marzo de 2016 en Wayback Machine . 
3. ↑ 1 2 3 4 5 * bet Del -- Binario espectroscópico  . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques de Estrasburgo. Archivado desde el original el 6 de mayo de 2012.
4. ↑ De magnitud aparente y paralaje
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 ROTANEV  (inglés) . Jim Kaller . Archivado desde el original el 6 de mayo de 2012.
6. ↑ Eggen O. J. Vectores de velocidad espacial para 3483 estrellas con movimiento propio y velocidad radial  // Royal Observatory Bulletin - 1962. - Vol . 51. - Pág. 79.
7. ↑ Boyarchuk ME Un estudio de las atmósferas de estrellas tipo F. II - 1960. - T. 26. - S. 287.
8. ↑ Slettebak A. Los espectros y las velocidades de rotación de las estrellas brillantes de tipo Draper A3-G0  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 1955. - Vol. 121.—Pág. 653–669. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1086/146031
9. ↑ 1 2 3 Erspamer D., North P. Abundancia espectroscópica automatizada de estrellas tipo A y F usando espectrógrafos echelle II. Abundancia de 140 estrellas AF de ELODIE y CORALIE  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2003. - vol. 398. - Pág. 1121-1135. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20021711 - arXiv:astro-ph/0210065
10. ↑ Schröder C., Reiners A., Schmitt J. H. M. M. Emisión de Ca II HK en estrellas de rotación rápida  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2009. - Vol. 493, edición. 3.- Pág. 1099-1107. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:200810377
11. ↑ 1 2 Allen, Richard Hinckley Nombres de estrellas. Su tradición y significado. (Delphinus, el Delfín, ).  (Inglés) .