Altar lambda

Lambda del Altar (Lambda Arae, λ Altar, λ Arae , abreviado Lambda Ara, λ Ara ) es una estrella en la constelación austral de Altar . La estrella tiene una magnitud aparente de +4,77 m [2] y, según la escala de Bortle , la estrella es visible a simple vista en el cielo de transición suburbano/ urbano . 

A partir de las mediciones de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos [1] , se sabe que la estrella está a unos 70,0 ly  de distancia . años ( 21,5  pc ) de la Tierra . La estrella se observa al sur de 41°N. sh. , es decir, visible al sur de Cerdeña , Estambul , Región Autónoma Uygur de Xinjiang y Long Island . El mejor momento de observación es junio [11] .

El altar de la estrella Lambda se mueve bastante lentamente en relación con el Sol : su velocidad heliocéntrica radial es de 4  km/s [11] , que es un 60% menor que la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y también significa que la estrella está alejándose del Sol . La estrella se acercaba al Sol a una distancia de 69,05  sv. hace 156.000  años , cuando aumenta su brillo en 0,08 ma un valor de 4,69 m (es decir, luminarias, mientras Nu Furnace brilla ahora) [12] . En el cielo, la estrella se mueve hacia el sureste [13] , pasando por la esfera celeste 0,205  segundos de arco por año.

La velocidad espacial promedio de la Lambda del Altar tiene componentes (U, V, W)=(-3.0, −9.6, −18.5), lo que significa U= −3.0  km/s (moviéndose desde el centro galáctico ), V= −9,6  km/s (moviéndose contra la dirección de rotación galáctica) y W= −18,5  km/s (moviéndose hacia el polo sur galáctico ).

Lambda Arae ( latinizado Lambda Arae , λ Arae ) es la designación de Bayer para  la estrella en 1603 [13] . Aunque la estrella tiene la designación λ ( Lambda  es la undécima letra del alfabeto griego ), la estrella en sí es la décima más brillante de la constelación .

Altar Lambda Propiedades

Altar Lambda es una estrella de tipo espectral F4V [5] [b] , lo que indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella es "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal . La masa de la estrella no ha sido medida directamente, pero para estrellas de este tipo espectral debería ser igual a 1,23  [16] de las Tablas VII y VIII . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de alrededor de 6725  K [8] , lo que le da un color amarillo-blanco característico.

Debido a la pequeña distancia a la estrella, su radio se puede medir directamente, y tal intento se hizo en 1983 [17] Los datos de esta medida se dan en la tabla:

Nombre de la estrella	Año	metro	Espectro	D ( más )	Abdominales ( ) _	Com.
lana 9597	1983	4.76	F4V	—	1.2	[17]

Ahora, después de medir la misión Gaia , sabemos que el radio de la estrella debería ser 1,69  [7] , es decir, la medición de 1983 fue lo suficientemente adecuada, pero no lo suficientemente precisa. Sin embargo, el radio medido por la misión Gaia está sobreestimado, ya que este tipo de estrellas son más propias de un radio de 1,29  [16] de las Tablas VII y VIII . También hay alguna evidencia de que este puede ser un sistema estelar binario , que consta de dos estrellas con las mismas masas [9] .

La luminosidad de la estrella, igual a 4,6  [8] , también está sobreestimada en una vez y media para una estrella de tipo espectral F4 , para la cual son más características luminosidades iguales a 2,98  .

La estrella tiene una gravedad superficial de 4,15  CGS [8] o 141,3 m/s 2 , es decir, 1,9 veces menor que la del Sol ( 274,0 m/s 2 ). Las estrellas con planetas tienden a tener una metalicidad más alta en comparación con el Sol, sin embargo, Lambda Arra tiene un valor de metalicidad de casi la mitad del valor solar, −0.24 [3] , es decir, casi el 58% del valor solar, lo que sugiere que la estrella "vino de otras regiones de la Galaxia , donde había bastantes metales, y nació en una nube molecular debido a una población estelar menos densa y menos supernovas .

La velocidad de rotación de la Lambda Altar supera a la solar en casi 7,75 veces y es igual a 15,5  km/s [9] . La lambda del arácnido está en el límite de la existencia de la "velocidad de separación", que cae en el tipo espectral F5 . Por encima de ella, las estrellas más calientes giran mucho más rápido como resultado de la caída de sus capas convectivas exteriores . Es cierto que, como resultado de la generación de campos magnéticos , en combinación con los vientos estelares , su rotación se ralentiza con el tiempo. No se sabe nada sobre la edad actual de la estrella, sin embargo, se sabe que las estrellas con una masa de 1,23  [16] de las Tablas VII y VIII viven en la secuencia principal de unos 4.900  millones de años , después de lo cual Lambda Altar se convierte en una gigante roja . , y luego, dejando caer las capas exteriores, se convertirá en una enana blanca .

La lambda de Altar exhibe una ligera variabilidad [6] : durante las observaciones, el brillo de la estrella fluctúa en varias centésimas de magnitud, con un período desconocido, se determina que el tipo de variable es una estrella variable del tipo Delta Scutum .

Un estudio de Lambda Altar realizado por el telescopio espacial Spitzer muestra un exceso de radiación infrarroja en una longitud de onda de 70  µm . Esto sugiere que puede estar orbitando un disco residual con un radio superior a 15  UA. [18] .

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [19] del altar de la estrella Lambda (solo se incluye 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 , naranjas y amarillas más de tipo espectral G, K y M, que no estaban incluidas en la lista.

Notas

1. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
2. ↑ En el siglo XX, el tipo espectral de una estrella se definió como F3IV [14] [15] , es decir, como una subgigante del tipo espectral F3

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( noviembre de 2007 ), Validación de la nueva reducción de Hipparcos , Astronomy and Astrophysics  (inglés) Vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:20078357 
2. ↑ 1 2 3 4 Johnson, HL; Iriarte, B.; Mitchell, RI & Wisniewskj, WZ (1966), fotometría UBVRIJKL de las estrellas brillantes, Comunicaciones del Laboratorio Lunar y Planetario (Inglés) Vol. 4 (99) 
3. ↑ 1 2 3 Holmberg, J.; Nordstrom, B. & Andersen, J. ( julio de 2009 ), El estudio de Ginebra-Copenhague sobre el vecindario solar. tercero Distancias, edades y cinemática mejoradas , Astronomía y astrofísica  (inglés) V. 501 (3): 941–947 , DOI 10.1051/0004-6361/200811191 
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  (inglés) V. 542: A116 , DOI 10.1051/0004-6361/201118724 
5. ↑ 1 2 Gris, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF y McFadden, MT ( julio de 2006 ), Contribuciones al Proyecto de estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 dentro de 40 pc-The Southern Sample , The Astronomical Journal  (inglés) v. 132 (1): 161 –170 , DOI 10.1086/504637 
6. ↑ 1 2 V520 por  . GAISH . Archivado desde el original el 27 de julio de 2020.
7. ↑ 1 2 Marrón, AGA; et al. ( agosto de 2018 ), Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta , Astronomía y astrofísica  ( Gaia DR2 ( Gaia Collaboration, 2018) ). — V. 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Registro Gaia DR2 para esta fuente Archivado el 27 de julio de 2020 en Wayback Machine en VizieR 
8. ↑ 1 2 3 4 5 Mallik, Sushma V. ( diciembre de 1999 ), Abundancia y masa de litio, Astronomy and Astrophysics Vol  . 352: 495–507 
9. ↑ 1 2 3 Fuhrmann, K.; Chini, R.; Hoffmeister, VH y Stahl, O. ( agosto de 2011 ), Evidencia de la estrella F4V cercana λ Ara como sistema binario , Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  (inglés) Vol. 415 (2): 1240–1243 , DOI 10.1111 /j.1365-2966.2011.18764.x 
10. ↑ *lam Ara -- Estrella de alto movimiento propio , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=lam+Ara > . Consultado el 7 de julio de 2020. Archivado el 2 de agosto de 2020 en Wayback Machine .   
11. ↑ 12 HR 6569 . Catálogo de estrellas brillantes . Consultado el 27 de julio de 2020. Archivado desde el original el 27 de julio de 2020. (Ruso)
12. ↑ Anderson, E. y Francis, cap. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters  (inglés) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=86200 Archivado el 27 de julio de 2020 en Wayback Machine 
13. ↑ 12 Lambda Arae._ _  _ Guía del Universo . Archivado desde el original el 2 de abril de 2019.
14. ↑ Lambda Arae  . Base de datos estelar de Internet . Archivado desde el original el 28 de julio de 2020.
15. ↑ lArae  . _ Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 27 de julio de 2020. Archivado desde el original el 23 de enero de 2013.
16. ↑ 1 2 3 Habets, GMHJ; Heintze, JRW Correcciones bolométricas empíricas para la secuencia principal  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 1981. - noviembre ( vol. 46 ). - pág. 193-237 . - .
17. ↑ 1 2 Entrada de catálogo CADARS: recno=  7795 . Catálogo de Diámetros Estelares (CADARS) . Consultado el 11 de julio de 2022. Archivado desde el original el 27 de julio de 2020.
18. ↑ Lawler, SM; Beichman, California; Bryden, G. & Ciardi, DR ( noviembre de 2009 ), Explorations Beyond the Snow Line: Spitzer/IRS Spectra of Debris Disks Around Solar-type Stars , The Astrophysical Journal  (inglés) vol. 705 (1): 89–111 . DOI 10.1088/0004-637X/705/1/89 
19. ↑ Estrellas a 20 años luz de Lambda Arae:  (ing.) . Base de datos estelar de Internet .

Enlaces

• Imagen del Altar Lambda en Aladin 
• Imágenes del Altar Lambda en Wikisky