Gamma perseo

Gamma Perseus (γ Perseus, Gamma Persei, γ Persei , abreviado gam Per, γ Per ), es una estrella doble en la constelación norteña de Perseo . Gamma Perseus tiene una magnitud estelar aparente de +2,93 m [2] y, según la escala de Bortle , es visible a simple vista incluso en el cielo del centro de la ciudad ( inglés  Inner-city ).

A partir de las medidas de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos [1] , se sabe que la estrella está a unos 243  al . años ( 75  pc ) de la Tierra . La estrella se observa al norte de 37°S. sh. , es decir, visible al norte de aproximadamente. Northern ( Nueva Zelanda ), sobre. Santa María y la ciudad de Coronel ( Chile ), región. Patagonia , las islas de Tristan da Cunha y alrededor. Santa Elena . El mejor momento para la observación es noviembre [13] . Alrededor de 4° al norte de Gamma Perseus se encuentra el radiante de la lluvia anual de meteoritos de las Perseidas [14] .

Gamma Perseus se mueve muy lentamente con respecto al Sol : su velocidad heliocéntrica radial es casi igual a 3  km/s [13] , que es el 30% de la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y esto también significa que la estrella está alejándose del Sol . En el cielo, la estrella se mueve hacia el sureste [15] .

Nombre de la estrella

Gamma Persei ( lat .  Gamma Persei ) es la designación de Bayer para la estrella en 1603 [15] . Aunque la estrella tiene la designación ν ( Gamma  es la tercera letra del alfabeto griego ), la estrella en sí es la quinta más brillante de la constelación . 23 Persei ( variante latinizada de Lat.  23 Persei ) es la designación de Flamsteed [15] .

Gamma Persei junto con Delta Persei , Psi Persei , Sigma Persei , Alpha Persei y Eta Persei constituyen el asterismo Segment Persei [16] .

En la astronomía china , la estrella entró en la constelación天船( Tiān Chuán ), que significa " estómago ".y se refiere al asterismo Skyboat que consta de Eta Persei , Gamma Persei, Alpha Persei , Psi Persei , Delta Persei , 48 Persei , Mu Persei y HD 27084 [17] . Por lo tanto, el nombre chino de Gamma Perseus es天船二( Tiān Chuán èr , la  segunda estrella del barco celestial ) [18] .

Las designaciones de los componentes como Gamma Persei Aa, Ab y AB se derivan de la convención utilizada por el Washington Visual Double Star Catalog (WDS) para sistemas estelares y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU) [19] .

Propiedades de una estrella doble

Gamma Persei es un par ancho de estrellas. El telescopio muestra que se trata de dos estrellas, cuyo brillo es de +3,60 m y +3,80 m [8] . Ambas estrellas están separadas entre sí por una distancia angular de 0,144  " [7] , que corresponde al semieje mayor de la órbita entre las compañeras de al menos 8,315  UA y un período orbital de al menos 5329,8  días [20] o 14,6  años [7] (a modo de comparación, el radio de la órbita de Saturno es de 9,54  AU y el período de revolución es de 29,46  años ) La órbita tiene una excentricidad bastante grande , que es de 0,785 [7] (casi lo mismo que Beta Aries ) Por lo tanto, en el proceso de rotación entre sí, las estrellas se acercan a una distancia de 1,78  AU (es decir, casi a la órbita de Marte ( 1,52  AU ), luego se alejan a una distancia de 14,8 AU  (es decir, aproximadamente hasta un punto a mitad de camino entre las órbitas de Saturno ( 9,54  AU ) y Urano ( 19,22  AU ). La inclinación en el sistema es bastante grande y asciende a 90,9° [7] , es decir, las estrellas en la Gamma El sistema de Perseo gira "tumbado de costado", visto desde la Tierra ... La época del periastro , es decir, el año en que las estrellas se acercaron entre sí a una distancia mínima: 2019 .

El eclipse en el sistema Gamma Persei se observó por primera vez en 1990 y duró dos semanas [21] . Durante el eclipse, el elemento primario, es decir, Gamma Persei Aa, pasó por delante del secundario, es decir, Gamma Persei Ab, por lo que el brillo del sistema disminuyó en 0,55 m [22] [23] . El siguiente eclipse en el sistema Gamma Persei fue en 2005 , pero en ese momento la estrella estaba tan cerca del Sol que era muy difícil verla [21] . El próximo eclipse en el sistema se observó en 2019 .

Las estimaciones de masa para ambas estrellas son muy inciertas:

• usando interferometría moteada , McAlister ( 1982 ) obtuvo estimaciones de masa de 4,73  para el primario y 2,75  para el secundario. Señaló que la estimación de la masa era demasiado alta para la clasificación espectral dada [24] ;
• Martin y Mignard ( 1998 ) determinaron las masas de ambos componentes a partir de los datos de la misión Hipparcos : 5,036±0,951  para el primario y 2,295±0,453  para el secundario. Reconocen que la gran inclinación de la órbita resultó en un gran error [25] ;
• Prieto y Lambert ( 1999 ) dieron una estimación de masa de 3,81  para el primario [26] , mientras que Pizzolato y Maggio ( 2000 ) dieron 4,34  [4] ;
• Ling et al. ( 2001 ) obtuvieron estimaciones de 2,7  [4] para el componente primario y de 1,65  para el secundario [7] .

Si miramos desde la dirección de Gamma Perseus Aa a Gamma Perseus Ab, entonces veremos una estrella blanco-amarilla que brilla con un brillo de −26,96 m , es decir, con un brillo de 1,22 de la luminosidad del Sol (en promedio, dependiendo de la posición de las estrellas en órbita). Además , el tamaño angular de la estrella (en promedio) será - ~ 0,11 ° [b] , que es el 22% de nuestro Sol. Por otro lado, si miramos desde la dirección de Gamma Persei Ab hacia Gamma Persei Aa, entonces veremos una estrella amarilla que brilla con un brillo de −28,25 m , es decir, con un brillo de 4,00 de la luminosidad del Sol . Además , el tamaño angular de la estrella (en promedio) será - ~ 0,66 ° [b] , que es el 133% del diámetro de nuestro Sol. Los parámetros más precisos de las estrellas se dan en la tabla:

	En el periastro ( 1,78  UA )				En apoaster ( 14,8  UA )
	metro		D° [b]	%	metro		D° [b]	%
A→B	-30.31	26.6	~0.5	~100%	-25.71	0.38	~0.06	12,6%
B→A	-31.60	87.19	~3.1	~621%	-27.00	1.26	~0.37	~75%
m es la magnitud estelar aparente ;  - luminosidad, expresada en luminosidades del Sol ; D° es el diámetro angular de la estrella expresado en grados (el diámetro angular del Sol  es 0,5°); %  es el diámetro de la estrella expresado como porcentaje del diámetro del Sol ;

Propiedades del componente Aa

Gamma Perseus Aa - a juzgar por su tipo espectral G8III [9] [27] (similar al componente secundario de Capella ) es una gigante amarilla evolucionada , ya que su masa es 2,7  [7] , es decir, en lugar de hidrógeno, "combustible" nuclear "En el núcleo de la estrella ya sirve como helio , y la estrella misma ha descendido de la secuencia principal . La estrella, en este caso, irradiará energía desde su atmósfera exterior a una temperatura de unos 5170  K [10] , lo que le dará el color amarillo característico de una estrella de tipo espectral G.

Debido a la alta luminosidad de la estrella, su radio se puede medir directamente, y el primer intento de este tipo se realizó en 1922 [28] , y dado que la estrella es binaria , lo más probable es que se haya medido el radio del componente más brillante. Los datos sobre estas medidas se dan en la tabla.

Año	metro	Espectro	D ( más )	Abdominales ( ) _	Com.
1922	3.08	F5+A3	3.2	6.6	[28]
1969	3.29	G8III	3.1	—	[29]

Ahora sabemos que en base al valor de la gravedad superficial , cuyo valor es 2,83  CGS o 6,76 m/s 2 , el radio de la estrella debería ser 10,37  , es decir, ambas medidas en general fueron adecuadas, pero no precisas. A partir de la temperatura y el radio de la estrella, utilizando la ley de Stefan-Boltzmann , puedes averiguar que la luminosidad de Gamma Perseus Aa es de aproximadamente 68,8  .

La velocidad de rotación de Gamma Perseus Aa es casi 25 veces mayor que la solar y es igual a 50  km/s [4] , lo que da el período de rotación de la estrella - 5,35 días [4] .

Lamentablemente, no se conoce la edad actual del sistema, pero se sabe que estrellas con una masa de 2,7  [7] viven en la secuencia principal desde hace unos 620  millones de años . Además, a juzgar por su masa, la estrella nació como una enana azul-blanca , tipo espectral B9V [30] . La estrella es actualmente una gigante amarilla y, por lo tanto, Gamma Persei Aa se convertirá en una gigante roja en unos pocos millones de años . Además, en esta fase de su existencia, puede absorber Gamma Perseus Ab, posiblemente produciendo un destello similar a una nueva estrella , y luego, dejando caer sus capas exteriores, se convertirá en una enana blanca .

Propiedades del componente Ab

La estrella Gamma Perseus Ab es una enana blanca-amarilla de la clase espectral A2V [9] , es decir, el hidrógeno en el núcleo de la estrella sirve como "combustible" nuclear, y la estrella misma está en la secuencia principal . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura de unos 7895  K [7] , lo que le dará el característico color blanco-amarillo de una estrella de secuencia principal de tipo espectral A. Una masa estelar igual a 1,65  [7] es más típica para enanas de la clase espectral A9V , lo que significa que la estrella está evolucionando: su temperatura aumenta, su radio aumenta, y ahora debería ser igual a 1,75  [30] . A partir de la temperatura y el radio de la estrella, utilizando la ley de Stefan-Boltzmann , se puede averiguar que su luminosidad es del orden de 9,5  .

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

En 1831, D. Herschel descubrió la dualidad Gamma Perseus , es decir, descubrió la componente AB y las estrellas fueron incluidas en los catálogos como HJ 2170 [c] . Luego, en 1955, R. Wilson , basándose en registros de 1939 , descubrió que el componente A es una estrella binaria espectroscópica y la estrella se incluyó en los catálogos como WRH 29 [d] . Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [8] [31] :

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella Gamma Perseo tiene una compañera (componente Aa, Ab), una estrella de 4ª magnitud, situada a una distancia angular muy pequeña , que cambió, moviéndose en una órbita elíptica . , durante los últimos casi 100 años y sin duda es un verdadero compañero. Cerca hay una estrella de magnitud 11 (componente AB), que se encuentra a una distancia angular de 56,80  segundos de arco y que, a juzgar por su movimiento, no está incluida en el sistema Gamma Perseus, siendo solo una estrella de fondo que se encuentra en la línea de visión. .

Notas

1. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
2. ↑ 1 2 3 4 El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula: , donde R S es el radio de la estrella, expresado en a. ej .; d S es la distancia a la estrella, expresada en a. mi.
3. ↑ HJ - enlace al catálogo de D. Herschel , 2170 - número de entrada en su catálogo
4. ↑ WRH es un enlace al catálogo de R. Wilson, y 29 es el número de la entrada en su catálogo

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Enlaces

• Imagen de Gamma  Perseo