Zeta Sagitario

Zeta Sagittarius ( ζ Sagittarius , Zeta Sagittarii , ζ Sagittarii , abreviado Zeta Sgr , ζ Sgr ) es un sistema estelar múltiple en la constelación de Sagitario .

Aunque la estrella tiene la designación Zeta (sexta letra del alfabeto griego ), la estrella en sí es la tercera más brillante de la constelación, después de Epsilon Sagitario (1,79 m ) y Sigma Sagitario (+2,05 m ). La estrella tiene una magnitud estelar aparente de +2,59 [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 88 ± 2  años de distancia. años ( 27,0 ± 0,6  pc ) de la Tierra . La estrella se observa al sur de 61°N. sh. , es decir, al sur de Aberdeen ( 57°N ), Oslo ( 59°N ), San Petersburgo ( 59°N ). La estrella Zeta Sagittarii tiene una gran declinación hacia el sur y, por lo tanto, en las latitudes medias de Rusia, la estrella es visible muy baja sobre el horizonte. El mejor momento para la observación es julio , cuando es visible en las regiones del sur de Rusia [10] .

Zeta Sagitario se mueve con respecto al Sol a una velocidad 2 veces más rápida que el resto de las estrellas: su velocidad heliocéntrica radial es de +22  km/s [10] [3] , que es 2,2 veces más rápida que la velocidad de las estrellas locales de el disco galáctico , y también significa que la estrella se está alejando del Sol y hace aproximadamente 1,0-1,4 millones de años, estaba dentro de 7,5 ± 1,8  sv. años ( 2,3 ± 0,55  pc ) del Sol [11] .

Nombre de la estrella

Zeta Sagittarii - ( latinizado Zeta Sagittarii ) es la designación de Bayer para  la estrella en 1603 [4] .

La estrella también tiene una designación dada por Flamsteed  - 38 Sagittarius ( lat.  38 Sagittarii ) y una designación dada por Gould  - 130 G Sagittarius ( lat.  130 G Sagittarii ) [4] .

Zeta Sagittarii tiene el nombre tradicional Ascella ( latín  Ascella ), de la palabra latina tardía para "axila" (Sagittarius). En el catálogo de estrellas "Calendario de Al-Ahsasi al-Muakket"esta estrella fue designada "Talat al-Sadirah" ( latín:  Thalath al Sadirah ), que se tradujo al latín como "Tertia τού al Sadirah", que significa "el tercer avestruz que regresa" desde Phi Sagittarii , Sigma Sagittarius , Zeta Sagittarii, Chi de Sagitario . , Tau de Sagitario forman un asterismo en "avestruces que regresan (al nido)" [12] .

En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó el Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) de la IAU [13] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas . El WGSN aprobó el nombre Ascella ("Ascella") para el componente Zeta Sagittarii A. Desde el 12 de septiembre de 2016, ha sido incluido en la Lista de nombres de estrellas aprobados por la IAU [14] .

Zeta Sagittarius, junto con Gamma Sagittarius , Delta Sagittarius , Epsilon Sagittarius , Lambda Sagittarii , Sigma Sagittarii , Tau Sagittarii y Phi Sagittarius forman el asterismo Kettle [15] .

En la astronomía china, la estrella pertenece a la constelación參旗( Sān Qí ) "Cucharón"junto con Phi Sagitario , Lambda Sagitario , Mu Sagitario , Sigma Sagitario , Tau Sagitario . Por lo tanto, el nombre chino de Zeta Sagittarii es斗宿一, Dǒu Sù yī  - "Primera estrella del cubo" - Ing.  la Primera Estrella de Dipper [16] .

Por el momento, la estrella se resuelve en tres componentes por varios métodos. Al nombrar los tres componentes, se utilizan las designaciones Zeta Sagittarius A, B y C de acuerdo con la convención utilizada por el Washington Visual Double Star Catalog (WDS) y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU) para designar sistemas estelares .

Propiedades de un sistema múltiple

Zeta Sagittarius tiene dos componentes principales unidos gravitacionalmente: el primer componente, A, es una estrella de clase espectral A con una magnitud aparente de + 3,26 m . La segunda componente, B, tiene una magnitud aparente de +3,47 m (el brillo total le da al sistema binario la magnitud de +2,61 m que observamos). Ambos componentes se clasifican como enanos A2 (lo que implica la fusión de helio a partir de hidrógeno ) o subgigantes A4 (lo que implica un cese reciente de la fusión), la última afirmación parece ser la más correcta [7] .

A una distancia de 71,6 " hay otra estrella, la componente C de undécima magnitud (10,63 m ), pero lo más probable es que esta sea una componente óptica y no esté relacionada gravitacionalmente con las otras dos componentes.

Debido a su proximidad entre sí, los parámetros de las estrellas no se comprenden bien (la luz de una estrella distorsiona la luz de otra). Giran uno alrededor del otro a una distancia angular de al menos medio segundo de arco en promedio [6] (lo que hace que su resolución sea un gran problema incluso para el ojo armado con un telescopio ). A una distancia de 88 ± 2  sv. años, esto corresponde al tamaño del eje semi-mayor de 13.4  AU. (40% más lejos que la órbita de Saturno ). El período de rotación del sistema es de al menos 21.075  años . La órbita tiene una excentricidad moderada igual a 0,211 [6] (aproximadamente como la de Mercurio  - 0,205). Las estrellas se acercan a una distancia mínima de 10,6  UA. (es decir, aproximadamente en la órbita de Saturno ), y retírelos a una distancia máxima de 16,1  UA. (es decir, aproximadamente un 15% más cerca que la órbita de Urano ) [7] . A partir de la órbita y las leyes de Kepler , se puede encontrar la función de masa , que corresponde a la estimación más baja de la masa total del sistema igual a 5,26 ± 0,37  [6] , que es un 25% más que la determinada por la luminosidad y la temperatura (y la teoría de la estructura y evolución estelar) [7] .

Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que colocarse a una distancia de 5,57  UA. , que es aproximadamente donde se encuentra Júpiter en el sistema solar . Además, desde tal distancia, Zeta Sagittarius A parecería casi un 40% más pequeño que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,31 ° [b] ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °). Sin embargo, es poco probable que el sistema tenga no solo planetas habitables, sino planetas en general, ya que la gravedad conjunta de ambas estrellas los barrerá fuera del sistema. La edad del sistema Zeta Sagitario es de aproximadamente 0,5-0,7 mil millones  de años [6] , por lo tanto, si se formaron planetas en él, lo más probable es que sean similares a Mercurio o Venus en el sistema solar , tanto en términos de distancia a la estrella, así como sus propiedades. [7] .

Componente A

Zeta Sagittarius A es una enana , de tipo espectral A2V, lo que 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 9000  K [7] , lo que le da el característico color blanco-amarillo de una estrella espectral de tipo A y la convierte en una fuente de radiación ultravioleta [c] .

La masa de una estrella es típica para una enana y es: 2.2  [7] . Su radio es más de tres veces el radio del Sol y es 3,27  [4] . Además, la estrella es mucho más brillante que nuestro Sol , su luminosidad es 31  [7] .

La estrella tiene una gravedad superficial de 3,9  CGS [17] o 79,4 m/s 2 , es decir, mucho menor que la del Sol ( 274,0 m/s 2 ), lo que, aparentemente, puede explicarse por la gran superficie de la estrella . La velocidad de rotación es de 77  km/s [18] , lo que le da a la estrella un período de rotación de unos 5 días.

Componente B

Zeta Sagittarii B es una estrella de tipo espectral A4 [7] . La masa de la estrella es 2,1  [7] . Esta estrella, al igual que su compañera, es mucho más brillante que nuestro Sol , su luminosidad es 26  [7] . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 8500  K [7] , lo que le confiere el color blanco-amarillo característico de una estrella de clase espectral A y la convierte, al igual que su compañera, en una fuente de radiación ultravioleta .

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

De acuerdo con el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [19] [20] :

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella tiene un satélite, Zeta Sagittarii B, y que las estrellas se mueven juntas en el espacio, es decir, las estrellas no solo están en la línea de visión, sino que están conectadas gravitacionalmente entre sí. otro.

A una distancia de 71,6  ” se  encuentra una estrella de ,[21]), es decir, la componente “C”mmagnitud (10,63undécima de un par de estrellas AB, que gira con un período de al menos 40.000  años . Sin embargo, los pequeños cambios en la distancia angular durante el siglo pasado están asociados con el movimiento esperado de un par de estrellas AB en el espacio en relación con el fondo distante y, por lo tanto, un pequeño movimiento de la componente "C" es probablemente una simple coincidencia de una estrella situada en la línea de visión, lo que se suma a la incertidumbre del sistema Zeta Sagitario [7] .

Notas

1. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
2. ↑ El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula: , donde D S es el diámetro de la estrella, expresado en AU. ; d CZ es la distancia a la zona habitable
3. ↑ De la ley de desplazamiento de Wien , la energía de radiación de un cuerpo absolutamente negro es máxima a una temperatura dada a una longitud de onda λ b \u003d (2.898⋅10 6 nm•K) / (6813 K) ≈ 322 nm , que se encuentra en el cercano parte ultravioleta del espectro electromagnético

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( noviembre de 2007 ), Validación de la nueva reducción de Hipparcos , Astronomy and Astrophysics Vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:20078357   
2. ↑ 1 2 3 4 Johnson, HL; Iriarte, B.; Mitchell, RI; Wisniewskj, WZ UBVRIJKL fotometría de las estrellas brillantes  //  Comunicaciones del Laboratorio Lunar y Planetario : diario. - 1966. - Vol. 4 , núm. 99 . - .
3. ↑ 1 2 Wilson, RE Catálogo general de velocidades radiales  estelares . — Institución Carnegie , 1953 .
4. ↑ 1 2 3 4 5 Ascella (Zeta Sagittarii, 38 Sagittarii)  Datos de estrellas . Guía del Universo .
5. ↑ 1 2 (inglés) * zet Sgr - Estrella doble o múltiple , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Zeta+Sagittarii > . Consultado el 27 de junio de 2019. Archivado el 3 de octubre de 2020 en Wayback Machine .   
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 De Rosa , Robert J.; Paciencia, Jenny; Vigan, Arthur & Wilson, Paul A. ( 2011 ), La encuesta VAST -- II. Monitoreo del movimiento orbital de múltiples estrellas de tipo A , Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society T. 422: 2765–2785 , DOI 10.1111/j.1365-2966.2011.20397.x   
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 ASCELLA (Zeta Sagittarii)  (inglés) . Jim Kaller, Estrellas . Consultado el 5 de julio de 2019. Archivado desde el original el 10 de abril de 2019.
8. ↑ Zorec J., Royer F. Velocidades de rotación de estrellas tipo A. IV. Evolución de las velocidades de rotación  (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2012. - Vol. 537. - Pág. 120-120. - 22 horas — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201117691 - arXiv:1201.2052
9. ↑ Díaz C. G., González J. F., Levato H., Grosso M. Velocidades de rotación estelar precisas usando la transformada de Fourier del máximo de correlación cruzada  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2011. - Vol. 531.-P.A143. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201016386 - arXiv:1012.4858
10. ↑ 12 HR 7194 . Catálogo de estrellas brillantes . Consultado el 5 de julio de 2019. Archivado desde el original el 3 de julio de 2019. (Ruso)
11. ↑ Dybczyński, PA ( abril de 2006 ), Simulación de cometas observables. tercero Perturbadores estelares reales de la nube de Oort y su salida , Astronomy and Astrophysics V. 449 (3): 1233–1242 , DOI 10.1051/0004-6361:20054284   
12. ↑ Knobel, EB Al Achsasi Al Mouakket, sobre un catálogo de estrellas en el Calendarium de Mohammad Al Achsasi Al Mouakket   // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  : revista. - Oxford University Press , 1895. - Junio ​​( vol. 55 ). — Pág. 430 . -doi : 10.1093 / mnras/55.8.429 . - .
13. ↑ Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN  ) . Consultado el 22 de mayo de 2016. Archivado desde el original el 23 de abril de 2020.
14. ↑ Nombrando estrellas  . IAU.org . Consultado el 16 de diciembre de 2017. Archivado desde el original el 11 de abril de 2020.
15. ↑ Tetera._  _ _ constellation-guide.com. Consultado el 13 de mayo de 2017. Archivado desde el original el 7 de mayo de 2017.
16. ↑ (chino) AEEA (Actividades de exhibición y educación en astronomía) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日Archivado el 15 de abril de 2012 en Wayback Machine . 
17. ↑ Gray, R.O .; Corbally, CJ; Garrison, RF y McFadden, MT ( octubre de 2003 ), Contribuciones al proyecto de estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 dentro de 40 parsecs: la muestra del norte. I. , The Astronomical Journal vol. 126 (4): 2048–2059 , DOI 10.1086/378365   
18. ↑ Royer , F.; Zorec, J. & Gómez, AE ( febrero de 2007 ), Rotational velocities of A-type stars. tercero Distribuciones de velocidad , Astronomía y astrofísica V. 463 (2): 671–682 , DOI 10.1051/0004-6361:20065224   
19. ↑ Ascella  (inglés)  (enlace inaccesible) . Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 5 de julio de 2019. Archivado desde el original el 4 de marzo de 2016.
20. ↑ Entrada de catálogo  de Visir . Consultado el 5 de julio de 2019. Archivado desde el original el 9 de septiembre de 2021.
21. ↑ (inglés) GSC 06885-02777 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%402477635&Name=GSC%2006885-02777 > . Consultado el 27 de junio de 2019.   

Enlaces

• Zeta Sagittarii , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Zeta+Sagittarii > . Consultado el 27 de junio de 2019.