Corona Beta del Norte

Beta Northern Corona (β Coronae Borealis, β CrB) es la segunda estrella más brillante de la constelación Northern Crown , tiene el nombre tradicional de Nusakan . Aunque esta estrella parece a simple vista como una sola estrella, Nusakan es en realidad al menos un sistema estelar binario [9] . La estrella se encuentra aproximadamente a 114 años luz de la Tierra y tiene una magnitud aparente que oscila entre los 3,65 m y los 3,72 m [1] [2] .

El nombre de la segunda estrella más brillante de la Corona del Norte, no tiene nada que ver con la corona, sino que hace referencia a las estrellas que forman parte de una enorme constelación árabe llamada “pasto”, que incluye la mayoría de las constelaciones de Hércules y Ofiuco . Del árabe (ألنسفان an-nasaqan ) se traduce aproximadamente como "dos líneas". Sin embargo, Nusakan encaja muy bien en el semicírculo que forma esta pequeña constelación, situada al este de la constelación de Bootes [9] .

Propiedades

Con un bajo brillo de solo la cuarta magnitud (3,68 m ), Nusakan es una de las estrellas más inusuales visibles a simple vista. Esta estrella fue la primera " binaria espectral " descubierta, basada en observaciones espectroscópicas en el Observatorio Lick en 1907 [12] . JB Cannon publicó sus resultados en 1914 y determinó que las estrellas giran unas alrededor de otras con un período de 40,9 días [13] [14] . Estudios espectroscópicos posteriores de F. J. Neubauer, realizados en el mismo observatorio y publicados en 1944 , determinaron el período de revolución de las estrellas en 10,5 años, sin indicios de una periodicidad de 41 días [14] . Antoine Labeyrie y sus colegas pudieron resolver el par estelar utilizando interferometría moteada en 1973 y descubrieron que las dos estrellas estaban separadas por aproximadamente 0,25 segundos de arco; este trabajo fue publicado en 1974 , luego este par fue resuelto visualmente [15] . Posteriormente, los parámetros orbitales se refinaron utilizando observaciones interferométricas visuales y moteadas, tanto solas como en combinación con datos espectroscópicos [16] [17] [18] . En 1999, Söderjelm determinó la órbita utilizando datos interferométricos moteados y observaciones del satélite Hipparcos [19] .

Al estar a una distancia de captura aparente de 0,25-0,3 segundos de arco entre sí, las estrellas están separadas en el espacio por unas 10 UA. (distancia entre Saturno y el Sol ). Se orbitan entre sí con un período de 10,5 años, mientras que la estrella principal es cuatro veces más brillante que su compañera. Combinando la magnitud y la distancia de 114 años luz, puedes calcular que la estrella principal es 26 veces más brillante que el Sol , y la estrella más débil es unas 7 veces más brillante. Mucho más interesante es el tipo espectral de Nusakan . Generalmente se clasifica como una enana caliente de tipo espectral F (F0p), donde "p" significa "peculiar", es decir, inusual, o como A9SrEuCr [20] , donde SrEuCr indica abundancia de estroncio , europio y cromo . Nusakan es una estrella clásica " químicamente peculiar ", en la que algunos elementos químicos predominan fuertemente sobre otros. Hay muy poco oxígeno en su atmósfera , mientras que hay un fuerte exceso de estroncio, cromo y europio. Todos estos enanos químicamente peculiares -de los que hay varias variedades- aunque tienen clases "calientes" F, A y B, no producen por sí mismos los elementos con los que están enriquecidos. Como la mayoría de las estrellas peculiares, Nusakan gira lentamente, haciendo una revolución cada 18,5 días, que es un poco menos que el período de rotación del Sol de 26 días. Además, no hay convección en las atmósferas de las estrellas de esta clase. En una atmósfera tranquila y sin perturbaciones, los átomos de algunos elementos químicos se hunden, mientras que otros ascienden por radiación. Nusakan, al igual que otras estrellas peculiares (incluida la brillante Alpha Canis Hounds ), también tiene poderosos campos magnéticos y puntos , en los que se concentran varios elementos. A medida que la estrella gira, estos puntos se mueven dentro y fuera de la vista, y la composición química de la estrella cambia con el tiempo. Nusakan tiene un campo magnético muy fuerte (750,6 ± 262,7 Gauss ) [21] , más de 10.000 veces más fuerte que el de la Tierra y más del doble de fuerte que los campos magnéticos de las manchas solares. Las características de los espectros de tales estrellas dificultan su clasificación. La temperatura de Nusakan es de 8.300 K, lo que es bastante normal para una estrella de tipo espectral F. Dada la luminosidad y la temperatura, se puede calcular que el radio de la estrella principal es 2,5 veces el sol , y la masa es aproximadamente el doble del sol . La masa del satélite es quizás de 1,3 masas solares más o menos [9] .

Tercer compañero

En un artículo de 1944, Neubauer encontró pequeñas variaciones en la velocidad radial de Northern Corona Beta con una frecuencia de 320 días, lo que puede indicar la presencia de un tercer componente más ligero en el sistema [14] . En 1999, los estudios del sistema de interferómetro infrarrojo de línea de base larga realizados en el Observatorio Palomar no encontraron evidencia de esto y mostraron que si hay un tercer satélite con tal período, entonces debe tener una masa inferior a 10 masas de Júpiter . Este estudio también indicó la posible presencia de un satélite con un tiempo orbital más corto de 21 días, pero hay muy pocos datos para sacar una conclusión definitiva [22] .

Notas

1. ↑ 1 2 3 [  bet CrB , entrada de base de datos (ing  . ) La tabla combinada de GCVS Vols I-III y NL 67-78 con coordenadas mejoradas, Catálogo General de Estrellas Variables], Instituto Astronómico Sternberg, Moscú, Rusia .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 V* apuesta CrB -- Binario espectroscópico  . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 18 de septiembre de 2012. Archivado desde el original el 6 de marzo de 2021.
3. ↑ 1 2 Los datos astrométricos, reflejados por SIMBAD del catálogo Hipparcos , pertenecen al centro de masa del sistema binario β Coronae Borealis. Ver § 2.3.4, Volumen 1, The Hipparcos and Tycho Catalogs Archivado el 3 de marzo de 2016 en Wayback Machine , Agencia Espacial Europea, 1997, y la entrada Archivado el 26 de febrero de 2021 en Wayback Machine en el catálogo de Hipparcos ( CDS ID I /239 Archivado el 13 de agosto de 2007 en Wayback Machine .  )
4. ↑ De magnitud aparente y paralaje
5. ↑ Multiplicidad entre estrellas A peculiares. I. El AP está protagonizado por HD 8441 y HD 137909, y el AM está protagonizado por HD 43478 y HD 96391, P. North et al., Astronomy and Astrophysics Supplement 130 (junio de 1998), págs. 223–232, , doi : 10.1051/aas:1998365 . (Inglés)
6. ↑ 1 2 3 HR 5747 Archivado el 2 de marzo de 2021 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 . 
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Entrada 15278+2906, Sexto catálogo de órbitas de estrellas binarias visuales  (ing.)  (enlace no disponible) . Archivado desde el original el 24 de abril de 2005. , Observatorio Naval de los Estados Unidos
8. ↑ Entrada 15278+2906, The Washington Double Star Catalog  (  enlace no disponible) . Archivado desde el original el 13 de abril de 2008. , Observatorio Naval de los Estados Unidos . Consultado en línea el 9 de septiembre de 2008.
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Nusakan  (inglés)  (enlace no disponible) . Archivado desde el original el 8 de octubre de 2007. , Estrellas , Jim Kaler.
10. ↑ 1 2 Koleva M., Vazdekis A. Modelos de población estelar en la UV. I. Caracterización de la Biblioteca Estelar de Nueva Generación  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2012. - Vol. 538.-P.A143. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201118065 - arXiv:1111.5449
11. ↑ Royer F., Grenier S., M.-O. Baylac, Gómez A. E., Zorec J. Velocidades de rotación de estrellas tipo A en el hemisferio norte. II. Medida de v sini  (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2002. - vol. 393, edición. 3.- Pág. 897-911. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20020943 - arXiv:astro-ph/0205255
12. ↑ Una lista de seis estrellas cuyas velocidades radiales varían , W.W. Campbell y JH Moore, Lick Observatory Bulletin 4 , #123 (1907), pp. 161-162. (Inglés)
13. ↑ Orbit of beta Coronae Borealis, JB Cannon, Publicaciones del Observatorio Dominion, Ottawa 1 (1914), págs. 373-405, . (Inglés)
14. ↑ 1 2 3 The System of β Coronae Borealis, FJ Neubauer, Astrophysical Journal 99 (marzo de 1944), págs. 134-144, . (Inglés)
15. ↑ Interferometría moteada. tercero Mediciones de alta resolución de doce sistemas binarios cercanos, A. Labeyrie, D. Bonneau, RV Stachnik y DY Gezari, Astrophysical Journal 194 (15 de diciembre de 1974), págs. L147-L151, código   (inglés)
16. ↑ La naturaleza binaria de la estrella magnética β CrB, L. Oetken y R. Orwert, Astronomische Nachrichten 305 , #6 (1984), pp. 317-323,   305..317O
17. ↑ Interferometer Orbits for Seven Binaries, AA Tokovinin, Soviet Astronomy Letters 10 , #2 (marzo-abril de 1984), págs. 121-123, . (Inglés)
18. ↑ Órbitas de estrellas binarias de espectroscopia astrométrica. IV - Beta Coronae Borealis, Karl W. Kamper, Harold A. McAlister y William I. Hartkopf, Astronomical Journal 100 , #1 (julio de 1990), págs. 239-246, doi : 10.1086/115510 ,   (inglés)
19. ↑ Visual binary orbits and masses post Hipparcos, Staffan Söderhjelm, Astronomy and Astrophysics 341 (enero de 1999), págs. 121-140, . (Inglés)
20. ↑ Norte, P.; Carquillat, J.-M.; Ginestet, N.; Transportista, F.; Udry, S. (1998). “Multiplicidad entre peculiares estrellas”. Serie Suplementaria de Astronomía y Astrofísica . 130 (2): 223. arXiv : astro-ph/9712025 . Código Bib : 1998A&AS..130..223N . DOI : 10.1051/aas:1998365 .
21. ↑ Bychkov VD, Bychkova LV, Madej J., 2003, 'Catálogo de campos magnéticos efectivos estelares promediados', Astron. Astrofias. 407,  631
22. ↑ § 7, Limits to Terciary Astrometric Companions in Binary Systems, Matthew W. Muterspaugh, Benjamin F. Lane, S. R. Kulkarni, Bernard F. Burke, M. M. Colavita y M. Shao, Astrophysical Journal 653 , #2 (diciembre de 2006), páginas. 1469-1479, , doi : 10.1086/508743 . (Inglés)