Tucán kappa

Kappa Toucan (κ Toucan, Kappa Tucanae , abreviado kap Tuc, κ Tuc ) es una estrella en la constelación austral de Tucana . La estrella tiene una magnitud aparente de +4,25 m [3] y , según la escala de Bortl , es visible a simple vista incluso en el cielo de la ciudad . 

A partir de las mediciones de paralaje tomadas durante la misión Hipparcos , se sabe que la estrella está a unos 68,3 ± 0,6 ly  de distancia . años ( 21 ± 0,2  pc ) [1] . La estrella se observa al sur de 22°N. , es decir. al sur de El Cairo ( 30°N ), Hanoi ( 21°N ) y Ciudad de México ( 19°N ) [8] .

Propiedades del sistema Kappa Tucana

Kappa Tucana es un sistema estelar cuádruple (?). El sistema consta de dos estrellas binarias separadas por 5,3 minutos de arco . La magnitud absoluta total de todas las estrellas del sistema es +3,50 [5] , el brillo total de todas las estrellas es 4,15  [9] .

Las dos estrellas principales, más pesadas y más grandes de los sistemas Kappa Tucana A y Kappa Tucana B tienen un período orbital de 1222,4 años [9] - según otras fuentes, 857,0 [3] - (a modo de comparación, el período de revolución de Eris es 558  años ). Las estrellas están separadas entre sí en el espacio por un valor de 5.96 " , es decir, se encuentran a una distancia promedio de 156  AU [9] entre sí. A modo de comparación, la distancia promedio de Eris , el planeta enano más distante del sistema solar , al Sol 77.2  AU La excentricidad orbital  es muy alta - 0.45 [ 9] (según otros datos es aún mayor - 0.384 luego)[3] 226  AU [9] .La inclinación orbital en el sistema también es bastante interesante: 127.1 ° [3] , es decir, para un observador de la Tierra, el movimiento de la segunda estrella a lo largo de la órbita será retrógrado . Además, la órbita tiene los siguientes parámetros calculados: longitud del nodo ascendente Ω) - 10,3° y argumento periapsis (ω) que es igual a 284,9° [3] La época del periastro (T) , es decir, el año en que el componente B estuvo más cerca del componente A, no está del todo claro: en una fuente se indica como 1790 [9] , en otro como 1763 [3 ] . entonces veremos una estrella con una magnitud aparente de -16,25 m [9] , es decir unas 40 veces más brillante que la luna llena . Y si miramos desde el lado de la componente A hacia la componente B en el apoaster, entonces veremos una estrella con una magnitud aparente de -14.15 m [9] , es decir aproximadamente 7 veces más brillante que la luna llena . Y viceversa, si miramos del lado de la componente B al lado de la componente A en el periastro , veremos una estrella con una magnitud aparente de -18,46 m [9] , es decir unas 250 veces más brillante que la luna llena . Y además, si miramos desde el lado de la componente B hacia la componente A en el apoaster, entonces veremos una estrella con una magnitud aparente de -16.36 m [9] , es decir unas 40 veces más brillante que la luna llena .

Otro par - CD, consta de dos estrellas: una con una magnitud aparente de +7,8 m (C) y la segunda con una magnitud aparente de +8,2 m (D), que están separadas entre sí por 1,12 segundos de arco o, en menos a las 23  a.u. (la distancia del Sol a Urano es de 19  UA ). Hacen una revolución uno alrededor del otro cada 86,2  años [8] (el período de revolución de Urano alrededor del Sol es de 84  años ).

Tucán Kappa A

La estrella más brillante, Kappa Tucana A, es una subgigante amarillo-blanca de tipo espectral F con una magnitud aparente de +5,0 m [3] , lo que significa que la estrella es algo más pesada que nuestro Sol ( 1,37  [18] ), algo más grande ( 1,12  [9] ), pero su brillo en el rango visible es mucho mayor y es de 3,67  [9] . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de 6366  K [5] , lo que le da el tono amarillo-blanco de una estrella de secuencia principal de tipo espectral F. Girando a una velocidad ecuatorial de 61,1 ± 3,1  km/s [5] (es decir, a una velocidad de casi 30 más que el sol), la estrella probablemente necesitará alrededor de un día para completar una revolución completa.

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 1,92  UA. (es decir, más allá de la órbita de Marte , cuyo semieje mayor de la órbita es 1,52  UA ). Además, desde esa distancia, Kappa Tucana A parecería un 30% más pequeño que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,31 ° (el diámetro angular de nuestro Sol es de 0,5 °) [9] .

Tucán Kappa B

El segundo componente del sistema Kappa Tucana es Kappa Tucana B. Su magnitud aparente es +7,74 m [3] . El tipo espectral de la estrella es G5V [6] , lo que significa que la estrella es algo más ligera ( 0,85  [18] ) y casi 2 veces más tenue ( 0,48  [9] ) que nuestro Sol. Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, debería colocarse a una distancia de 0,69  UA. [9] (es decir, prácticamente en órbita alrededor de Venus , cuyo semieje orbital mayor es 0,72  UA ).

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

La multiplicidad de Kappa Tucana fue descubierta en J. Herschel en 1836 (AB), y Herschel ingresó el sistema mismo en su propio catálogo bajo el índice HJ 3423. El mismo Herschel, quien murió en 1871 , aparentemente no estaba seguro de que el débil asterisk A-CD es miembro del sistema Kappa Tucana, por lo que el componente CD "ingresó" al sistema Kappa Tucana después de su muerte en 1874 . El hecho de que el componente CD es en sí mismo una estrella doble se conoció en 1897 . Su dualidad fue descubierta por R. Innes , quien también comenzó a estudiar los parámetros de la órbita de esta estrella, y entró en circulación científica bajo el índice I 27.

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

Al juntar todos los datos, es seguro decir que el componente B está orbitando Kappa Tucana A, mientras que el componente CD puede estar moviéndose en línea recta y puede no ser parte del sistema Kappa Tucana en absoluto, ya que no conoce su movimiento propio o paralaje estelar anual .

La velocidad heliocéntrica radial de la estrella es de +9  km/s , lo que significa que la estrella se está alejando del Sol [8] .

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [20] del sistema Kappa Tucana (solo se incluyen la estrella más cercana, la más brillante (<6,5 m ) y las estrellas notables). Sus tipos espectrales se muestran sobre el fondo de los colores de estas clases (estos colores se toman de los nombres de los tipos espectrales y no corresponden a los colores observados de las estrellas):

Cerca de la estrella, a una distancia de 20 años luz , hay unas 10 enanas rojas y amarillas más de tipo espectral K y G que no estaban incluidas en la lista.

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   
2. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Sexto catálogo de órbitas de estrellas binarias visuales  (inglés)  (enlace no disponible) . Observatorio Naval de los Estados Unidos . Consultado el 1 de julio de 2017. Archivado desde el original el 1 de agosto de 2017.
4. ↑ GONTCHAROV GA Pulkovo compilación de velocidades radiales para 35495 estrellas en un sistema común.  (Inglés) . Letras astronómicas . Consultado el 1 de abril de 2019. Archivado desde el original el 21 de julio de 2020.
5. ↑ 1 2 3 4 Ammler -von Eiff, M. & Reiners, A. ( junio de 2012 ), Nuevas mediciones de rotación y rotación diferencial en estrellas AF: ¿existen dos poblaciones de estrellas con rotación diferencial? , Astronomía y astrofísica Vol. 542: A116 , DOI 10.1051/0004-6361/201118724   
6. ↑ 1 2 Eggleton, PP & Tokovinin, AA ( septiembre de 2008 ) , Un catálogo de multiplicidad entre sistemas estelares brillantes , Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society Vol. 389 (2): 869–879 , DOI 10.1111/j .1365-2966.2008 .13596.x   
7. ↑ 1 2 3 (inglés) kap Tuc -- Estrella doble o múltiple , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=kap+Tuc > . Consultado el 1 de abril de 2019. Archivado el 8 de abril de 2019 en Wayback Machine .  
8. ↑ 1 2 3 4 5 HR 377 . Catálogo de estrellas brillantes . Consultado el 8 de abril de 2019. Archivado desde el original el 8 de abril de 2019. (Ruso)
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Kappa Tucanae  . Base de datos estelar de Internet .
10. ↑ Johnson HL, Iriarte B., Mitchell RI, Wisniewski WZ UBVRIJKL fotometría de las estrellas brillantes  // Comunicaciones del Laboratorio Lunar y Planetario - University of Arizona Press , 1966. - Vol . 4.- Pág. 99.- ISSN 0099-6416
11. ↑ Malaroda S. Estudio de los tipos espectrales F-type 1 MK  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 1975. - vol. 80.—Pág. 637–641. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/111786
12. ↑ 1 2 Tokovinin A., Kiyaeva O. Distribución de excentricidad de binarios amplios  (inglés) // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2015. - Vol. 456, edición. 2.- Pág. 2070-2079. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STV2825 - arXiv:1512.00278
13. ↑ 1 2 Eiff M. A., Reiners A. Nuevas mediciones de rotación y rotación diferencial en estrellas AF: ¿existen dos poblaciones de estrellas con rotación diferencial?  (Inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2012. - Vol. 542.-P.A116. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201118724 - arXiv:1204.2459
14. ↑ 1 2 3 Corbally C. J. Cerrar binarios visuales. I - Clasificaciones MK  (inglés) // The Astrophysical Journal : Serie de suplementos - Sociedad astronómica estadounidense , 1984. - Vol. 55.—Pág. 657–677. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/190973
15. ↑ Gray R. O., Corbally C. J., Garrison R. F., McFadden M. T., Bubar E. J., McGahee C. E., O'Donoghue A. A., Knox E. R. Contribuciones al Proyecto de estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 dentro de 40 pc: la muestra del sur  (Inglés) // Astron. J./J.G . III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2006. -Vol. 132, edición. 1.- Pág. 161-170. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/504637 - arXiv:astro-ph/0603770
16. ↑ Hog E., Fabricius C., Makarov VV, Urban S., Corbin T., Wycoff G., Bastian U. , Schwekendiek P., Wicenec A. El catálogo Tycho-2 de los 2,5 millones de estrellas más brillantes  // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2000. - vol. 355.—Pág. 27–30. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
17. ↑ Base de datos astronómica SIMBAD
18. ↑ 1 2 Tokovinin, A.; Kiyaeva, O. Distribución de excentricidad de binarios amplios  (inglés)  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  : revista. - Prensa de la Universidad de Oxford , 2015. - Vol. 456 , núm. 2 . — Pág. 2070 . -doi : 10.1093 / mnras/stv2825 . - . -arXiv : 1512.00278 . _
19. ↑ k  Tucanae . Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 8 de abril de 2019. Archivado desde el original el 8 de abril de 2019.
20. ↑ Estrellas a 20 años luz de Kappa Tucanae:  (inglés) . Base de datos estelar de Internet .

Enlaces