Dabih

Dabih (β Cap, β Capricorni, Beta Capricornus) es un sistema estelar múltiple en la constelación de Capricornus . Traducido del árabe , el nombre Dabih significa carnicero , proviene de la expresión árabe de nakshatra sa'd ad-dabih  - "felicidad del corte" (carnicero, sacrificador). Al estar cerca de la eclíptica , Dabih puede estar cubierta por la Luna y ocasionalmente por planetas .

Sistema visualmente dual

A través de binoculares o un pequeño telescopio, β Capricornio aparece como una estrella doble . El componente más brillante β¹ Capricornio tiene una magnitud aparente de +3,05 m , el componente más débil β² Capricornio tiene una magnitud aparente de  +6,09 m . Están separados entre sí por una distancia angular de 3,5 minutos de arco y al menos 21.000 UA . E. (0,34 años luz ). β² Capricornus tarda aproximadamente 700.000 años en completar una revolución alrededor de la estrella principal. Cada uno de los componentes es también un sistema múltiple . Debido a la complejidad del sistema, se han propuesto varios esquemas para la existencia de un sistema múltiple. El más común se describe en el Catálogo de Sistemas Múltiples [10] .

β¹ Capricornio

β¹ Capricornio es el sistema más complejo. Los estudios espectrales muestran, si se interpretan correctamente, que el sistema consta de al menos tres componentes. La dominante entre ellas es β Capricornus Aa : con una magnitud aparente de +3,08 m , es una gigante naranja brillante de clase espectral K. Su compañera β Capricornus Ab , una estrella de secuencia principal de clase espectral B, tiene una magnitud aparente de +7,20 m _ Están separados entre sí por una distancia angular de 0,05 segundos de arco (5 AU ) y tienen un período orbital de 3,77 años.

β Capricornio Aa tiene una temperatura superficial de 4900 K, un diámetro de 35 veces el del sol y una luminosidad de 600 veces la del sol . β Capricornio Ab tiene otro compañero invisible , β Capricornio Ac , que gira a su alrededor con un período de 8,7 días. Hay motivos para creer que β Capricornio Aa también tiene un pequeño satélite [11] .

β² Capricornio

El componente β² más débil de Capricornio es más simple y más estudiado. Es una estrella doble en la que el componente más brillante β Capricornus B tiene una magnitud aparente de + 6,1 m , es un gigante blanco de tipo espectral A y brilla 40 veces más que el Sol. β Capricorn B es muy inusual, ya que se han encontrado cantidades anómalamente altas de mercurio y manganeso en su atmósfera . También tiene un compañero, β Capricornio C , que está a 3 segundos de arco de él .

Posibles componentes

No muy lejos de β¹ Capricornio , John Herschel descubrió dos estrellas. Están a 112 segundos de arco de β¹ Capricornio , y no está claro si son binarios ópticos o pertenecen al sistema β Capricornio . Sin embargo, a veces se los denomina β Capricornio D y E.

Notas

1. ↑ Ducati J. R. Catálogo de fotometría estelar en el sistema de 11 colores de Johnson  (inglés) - 2002. - Vol. 2237.
2. ↑ Ginestet N., Carquillat J. M. Clasificación espectral de los componentes calientes de una muestra grande de estrellas con espectros compuestos e implicaciones para las magnitudes absolutas de los componentes supergigantes fríos  // The Astrophysical Journal : serie de suplementos - American Astronomical Society , 2002. - vol. 143, edición. 2.- Pág. 513-537. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/342942
3. ↑ 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
4. ↑ Bernacca PL, Perinotto M. Un catálogo de velocidades de rotación estelar: I. Secuencia principal de estrellas individuales. II. Binarias espectroscópicas de secuencia principal y sistemas eclipsantes.  (Inglés) - 1970. - Vol. 239. - Pág. 1.
5. ↑ Uesugi A., Fukuda I. Catálogo de velocidades de rotación de las estrellas  (inglés) - 1970. - Vol. 189.
6. ↑ Base de datos astronómica SIMBAD
7. ↑ Houk N., Smith-Moore M. Catálogo de tipos espectrales bidimensionales para las estrellas HD  (ing.) - 1988. - Vol. cuatro
8. ↑ 1 2 Bailey J. D., Landstreet J. D., Landstreet J. Abundancias determinadas usando Si ii y Si iii en estrellas de tipo B: evidencia de estratificación  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2013. - Vol. 551.-P.A30. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201220671 - arXiv:1301.3050
9. ↑ Smith KC, Dworetsky MM Abundancias elementales en estrellas normales B tardías y HgMn de espectros IUE coañadidos. I. Elementos del pico de hierro  (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 1993. - Vol. 274.—Pág. 335–355. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
10. ↑ Tokovinin, AA MSC - un catálogo de estrellas múltiples físicas  // A&AS. - 1997. - T. 124 . - S. 75-84 . -doi : 10.1051/aas : 1997181 .
11. ↑ Dabih (Jim Kaler, Estrellas) (enlace descendente) . Archivado desde el original el 24 de agosto de 2006.  (indefinido) (Inglés)