León menor beta

Beta Leo Minor  es una estrella en la constelación norteña de Leo Minor . La estrella tiene una magnitud aparente de 4,21 m [3] y, según la escala de Bortl , es visible a simple vista incluso en el cielo de la ciudad .  Es la única estrella en la constelación de Leo Minor que tiene una designación de Bayer . Es la segunda estrella más brillante de la constelación (la estrella más brillante de la constelación es 46 Leo Minor ) [8] .

A partir de las medidas de paralaje tomadas durante la misión Hipparcos , se sabe que la estrella está a unos 164  al de distancia . años ( 47,78  pc ) [1] .

La estrella se observa al norte de 54°S. sh., es decir, casi en toda la Tierra habitada , con excepción de la Antártida . El mejor tiempo de observación es febrero [12] . La velocidad heliocéntrica radial de la estrella es de +6  km/s , lo que significa que la estrella se está alejando del Sol [12] .

Propiedades del sistema binario

Beta Little Lion es visible a través de un telescopio como una única estrella amarilla gigante de tipo espectral G9III con algunos signos de líneas espectrales secundarias. Sin embargo, en realidad consta de un par de estrellas: A ( magnitud aparente 4,40 m [3] ) y B ( magnitud aparente 6,12 m [3] ). Al estudiar el espectro de Beta Little Lion, se puede descomponer en estrellas separadas: una subgigante amarilla de tipo espectral G y una subgigante de color blanco amarillento de tipo espectral F [3] . Todo el sistema Beta Little Lion tiene 1200 millones de años [4] .

La dualidad espectral de una estrella fue descubierta por William Husseyen 1904 [13] . El movimiento es elíptico, se produce a lo largo de una órbita fuertemente inclinada: la inclinación es de -79,1° [6] con respecto al observador en la Tierra . Dado que las dos componentes están demasiado juntas, el espectro no permite la resolución de las estrellas, y la mejor órbita se calculó utilizando solo las líneas espectrales de la componente primaria, y también se utilizaron los datos originales de observaciones visuales conocidas.

El período orbital es de unos 38,6  años ( 14.100  días ), la excentricidad orbital es muy grande: 0,683. El semieje mayor de la órbita es de 0,36  " , pero su valor varía de 0,1  " a 0,6  " [6] . El par gira uno alrededor del otro a una distancia media de 16,25  AU , y la gran excentricidad los lleva a una distancia de 27  AU (un poco menos que la órbita de Neptuno  - 30.06  AU ), luego los junta a una distancia de solo 5.4  AU (que es casi igual a la órbita de Júpiter  - 5.2  AU ). Aunque los planetas también se conocen en estrellas binarias, las estrellas en el sistema Beta Minor Leo probablemente estén demasiado juntas para permitir que existan planetas (de hecho, aún no se han encontrado planetas en el sistema Beta Minor Leo).

Como muchos binarios, el par ilustra perfectamente la evolución estelar en acción, con el componente más masivo (que comenzó su vida como una enana F ) siendo el primero en convertirse en subgigante. El segundo componente eventualmente seguirá al primero, resultando eventualmente en un sistema que consta de dos enanas blancas .

Componente A

El tipo espectral de Beta Minor Leo A es G8III-IV [3] , lo que significa que la estrella es mucho más grande que nuestro Sol ( 7,8  , aunque esto es pequeño para un gigante [8] ), el doble de pesado que nuestro Sol ( 2,11  [4] ), y mucho más brillante que el Sol ( 36  [8] ). También indica que la estrella está en la región del cúmulo rojo en el diagrama de Hertzsprung-Russell , donde el helio en el núcleo de la estrella sirve como "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en el "extremo frío", la rama horizontal [14 ] .

La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de alrededor de 5075  K [8] , lo que le da el tinte amarillo característico de una estrella de tipo G. La estrella tiene una gravedad superficial de 2,85  CGS [4] o 7,07 m/s 2 , es decir, casi 40 veces menor que la del Sol ( 274,0 m/s 2 ), lo que se explica por su gran área superficial. Las estrellas con planetas tienden a tener una alta metalicidad y, en comparación con el Sol, Beta Minor Leo A tiene una metalicidad bastante alta : su contenido de hierro en relación con el hidrógeno es el 123% [4] del solar. Girando a una velocidad ecuatorial de 2,54  km/s [4] (es decir, a una velocidad de casi un 25% más que el sol), esta estrella tarda unos 166  días en dar una vuelta completa.

Componente B

El tipo espectral de Beta Minor Leo es B - F8IV [3] , lo que significa que la estrella tiene el doble del tamaño de nuestro Sol ( 2  [8] ), casi la misma masa ( 1,35  [8] ) y mucho más brillante que el Sun ( 5,8  [8] ), esto también indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella sirve como "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de alrededor de 6200  K [8] , lo que le da el característico tono amarillo-blanco de una estrella tipo F. Si hubiera un componente B, no dominado por el componente A, solo brillaría un 15% más que el Sol en nuestro cielo, y solo tendría la mitad del tamaño angular de nuestro Sol [8] .

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (2007), Validación de la nueva reducción de Hipparcos , Astronomy and Astrophysics Vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:20078357 Entrada de catálogo de Vizier Archivado el 3 de marzo de 2016 en Wayback Machine 
2. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 HR 4100 Archivado el 3 de octubre de 2020 en Wayback Machine , entrada de base de datos, The Bright Star Catalogue, 5.ª edición revisada. (Versión preliminar), D. Hoffleit y WH Warren, Jr., CDS ID V/50 Archivado el 3 de marzo de 2016 en Wayback Machine . Consultado en línea el 1 de octubre de 2008.
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 The Penn State - Toruń Center for Astronomy Planet Search stars. IV. Enanos y la muestra completa  (inglés)  : revista. - .
5. ↑ El catálogo de Perkins de tipos de MK revisados ​​para las estrellas más frías   : revista . - .
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Órbitas binarias espectroscópicas a partir de velocidades radiales fotoeléctricas - Documento 200: Kappa Persei, Beta Leonis Minoris, 56 Ursae Majoris, HR 4593 y 39 Cygni   : revista . - .
7. ↑ (ing.) * apuesta LMi -- Binario espectroscópico , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HR+4100 > . Consultado el 27 de enero de 2019. Archivado el 6 de marzo de 2019 en Wayback Machine .   
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Beta LMi Archivado desde el original el 22 de agosto de 2007. , Estrellas , Jim Kaler. Consultado en línea el 2 de octubre de 2008.
9. ↑ 1 2 Deka-Szymankiewicz B., Niedzielski A. , Adamczyk M., Adamow M., Nowak G., Wolszczan A. The Penn State - Torun Center for Astronomy Planet Search stars. IV. Enanos y la muestra completa  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2018. - Vol. 615.—Pág. 31–31. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201731696 - arXiv:1801.02899
10. ↑ 1 2 Niedzielski A. , Deka-Szymankiewicz B., Adamczyk M., Adamów M., Nowak G. , Wolszczan A. The Penn State - Torun Center for Astronomy Planet Search stars. tercero La muestra de estrellas evolucionadas  (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2015. - Vol. 585.—Pág. 73–73. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201527362
11. ↑ Massarotti A., Latham D. W. , Stefanik R. P., Fogel J. Rotational and radial velocities for a sample of 761 Hipparcos Giants and the role of binarity  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2007. - vol. 135, edición. 1.- Pág. 209-231. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/135/1/209
12. ↑ 12 HR 4100 . Catálogo de estrellas brillantes . Consultado el 3 de marzo de 2019. Archivado desde el original el 6 de marzo de 2019. (Ruso)
13. ↑ b Leonis Minoris  (inglés)  (enlace inaccesible) . Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 3 de marzo de 2019. Archivado desde el original el 4 de marzo de 2016.
14. ↑ Sobre la variabilidad fotométrica de los gigantes rojos agrupados. - .

Enlaces