Esta corona del norte

Esta Corona del Norte , ( η Corona del Norte, Eta Coronae Borealis, η Coronae Borealis ), abr. Eta CrB, η CrB es un sistema estelar  múltiple en la constelación Northern Corona . La estrella tiene una magnitud aparente de +5,02 m [13] y , según la escala de Bortle , es visible a simple vista incluso en el brillante cielo suburbano . 

A partir de las mediciones de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos [14] , se sabe que la estrella está a unos 58,3 ± 0,8 ly  de distancia . años ( 17,9 ± 0,2  pc ) de la Tierra . La estrella se observa al norte de los 60°S , es decir, es visible en casi todo el territorio de la Tierra , con excepción de la Antártida . El mejor momento para la observación es mayo [15] .

Esta Corona del Norte se mueve con respecto al Sol algo más lento que el resto de las estrellas: su velocidad heliocéntrica radial es −7  km/s [15] , que es 1,4 veces más lenta que la velocidad de las estrellas locales en el disco galáctico , y también significa que la estrella se acerca al Sol . La estrella misma se mueve en la esfera celeste hacia el noreste [16] .

Por el momento, la estrella se resuelve en cinco componentes por varios métodos. Al nombrar estos componentes, las designaciones Eta Northern Corona A, B, C, D y E se utilizan 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. [17] .

Propiedades de un sistema múltiple

A través de un telescopio, Eta Northern Corona es visible como un par de estrellas con una magnitud aparente de +5,62 m [18] (componente A) y +5,96 m [18] (componente B). El tercer componente C es visible solo en telescopios infrarrojos y tiene una magnitud aparente de +17 m [17] . Como primera aproximación, esta Northern Corona es un sistema binario en el que las dos componentes giran alrededor de un centro de masa común , o baricentro , con un período de 41,6  años y una excentricidad bastante grande igual a 0,277 [19] . Giran alrededor del baricentro , a una distancia angular de al menos 0,860 segundos de arco en promedio [19] , que está a una distancia de 58,3  sv. años corresponde al tamaño físico del eje semi-mayor de 16,9  UA. [18] . Luego, las estrellas convergen a una distancia mínima de 12,2  AU. (es decir, mucho más allá de la órbita en la que se encuentra Saturno en el sistema solar , cuya distancia al Sol es de 9,54  UA ), luego se alejan hasta una distancia máxima de 21,6  UA. , (es decir, un poco más allá de la órbita en la que se encuentra Urano en el sistema solar , cuya distancia al Sol es de 19,22  UA ). La inclinación orbital en el sistema Eta Northern Crown no es muy grande: 58,7 ° [19] . Al mismo tiempo, si observamos la componente Eta de la Corona Norte B desde el lado de la componente A en el periastro (es decir, cuando las estrellas se acercaron a una distancia mínima), veremos una estrella con una magnitud aparente de −21,53 m , es decir, unas 114 veces más tenue que nuestro Sol , en el que el diámetro angular de la estrella sería de 0,04° [a] (es decir, 12,5 veces menor que nuestro Sol , cuyo diámetro angular es de 0,5°). Si miramos la componente Eta de la Corona B del Norte desde el lado de la componente A en apoaster (es decir, cuando las estrellas están en su distancia máxima), entonces veremos una estrella con una magnitud aparente de −20,29 m , es decir , Sol.unas 356 veces más tenue que nuestro el diámetro angular de la estrella sería de 0,02° [a] (es decir, 25 veces menor que nuestro Sol ). Dado que los radios estelares son casi iguales, se puede decir lo mismo de la componente Eta de la Corona A del Norte.

La edad de Eta Northern Crown se estima en 1-2.5 mil millones  [ 20] .

La estrella experimenta una ligera variabilidad en la que su brillo se eleva hasta los 4,94 m [21] . El período de variabilidad es aproximadamente igual al período de rotación de las estrellas, es decir, unos 14 días, y lo más probable es que esté asociado con las manchas estelares en la superficie de las estrellas.

La estrella posiblemente pertenezca al grupo de estrellas en movimiento Ursa Major , e incluso posiblemente al supercúmulo de Sirio [15] .

Componente A

Esta Northern Corona A es una enana de tipo espectral G2V [22] , 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 unos 6062  K [22] , lo que le da el color amarillo característico de una estrella de tipo espectral G [16] .

La masa de la estrella es ligeramente mayor que la masa solar y es: 1,19  [19] . Su radio es ligeramente mayor que el radio del Sol y es 1,03  [18] . Además, la estrella es casi el doble de brillante que nuestro Sol , su luminosidad es de 1,71  [18] . 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 1,31  UA. , es decir, algo menor que la distancia a la que se encuentra Marte en el sistema solar , cuyo semieje mayor es 1,52  UA. Además, desde tal distancia, Eta Northern Corona A se vería casi un 16% más pequeña que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,42 ° ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °) [a] .

La estrella tiene una gravedad superficial de 4,47  CGS [22] o 295,1 m/s 2 , es decir, algo más que en el Sol ( 274,0 m/s 2 ). Las estrellas con planetas tienden a tener una metalicidad más alta que el Sol, pero Eta Northern Corona A tiene casi la misma metalicidad que el Sol: su contenido de hierro en relación con el hidrógeno es el 98% [22] del valor solar. La velocidad de rotación de la estrella es de unos 3  km/s [23] , lo que da un período de rotación de la estrella de unos 17 días.

Componente B

Esta Northern Corona B es una estrella de tipo espectral G2V [24] . La masa de la estrella es 1,05  [19] y el radio es 0,98  [18] . Además, la estrella es algo más brillante que nuestro Sol , su luminosidad es de 1,25  [18] .

La estrella tiene una gravedad superficial de 4,15  CGS [22] o 141,3 m/s 2 , es decir, mucho menor que la solar ( 274,0 m/s 2 ). Las estrellas con planetas tienden a tener una metalicidad más alta que el Sol, pero Eta Northern Corona B tiene casi la misma metalicidad que el Sol: su contenido de hierro en relación con el hidrógeno es el 85% [24] del valor solar.

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 aproximadamente 1,18  AU. , es decir, un poco más allá de la órbita en la que se encuentra nuestra Tierra en el sistema solar . Además, desde esa distancia, Eta Northern Corona B parecería un 6% más pequeña que nuestro Sol , tal como la vemos desde la Tierra: 0,47 ° [18] ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °).

Componente C

La compañera C, una enana marrón , fue descubierta en 2001 . Se identificó que la fuente 2MASSW J1523226+301456 en la base de datos de trabajo 2MASS tiene un movimiento propio similar al de la estrella binaria Eta Northern Corona AB, y las observaciones posteriores confirmaron su asociación con el sistema Eta Northern Corona AB. Se encontró que el nuevo componente, Eta Corona C, era del tipo espectral L8. La enana marrón se encuentra a una distancia mínima de 3600  UA. , y, teniendo en cuenta la edad del sistema, el llamado. "edad de enfriamiento" es 1-2.5 mil millones  [ 20] , es posible calcular la masa de una enana marrón, que es igual a 0,06 ± 0,015  o 63 ± 16  M J [20] . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de alrededor de 1500  K [25] . La estrella tiene una gravedad superficial de 5,5  CGS [25] o 3162,28 m/s 2 , es decir, un orden de magnitud mayor que la solar ( 274,0 m/s 2 ), lo que aparentemente se debe al pequeño radio de la estrella . Este Northern Corona C tiene un valor de metalicidad bajo : su contenido de hierro en relación con el hidrógeno es [Fe/H=-0,20] o el 63% del valor solar. Existe evidencia de que este objeto tiene un espectro variable, que se puede atribuir a regiones no homogéneas en su superficie que se mueven dentro y fuera de la vista debido a la rotación [26]

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

La dualidad de la estrella fue descubierta en 1826 por V. Ya. Struve (componente AB) y la estrella fue incluida en los catálogos como STF1937 [b] . En 1856 se descubrió la trinidad de la estrella (componente AB-C). En 1879 se inauguró una carrera cuádruple (componente AB-D). Luego, en 2000, se descubrió el componente AB-E, una enana marrón con casi el mismo paralaje [25] que el par AB. Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [13] [17] :

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella Eta Northern Corona A tiene definitivamente un satélite Eta Northern Corona B, una estrella de 6ª magnitud, que gira alrededor de la estrella Eta Northern Corona A y está conectada gravitatoriamente con ella. Es casi seguro que la estrella también tiene un tercer compañero, Eta Corona C (que está etiquetado como AB-E en la tabla). Pero sobre el movimiento de otros satélites, es decir, sobre los compañeros "C" y "D", estrellas de magnitud 13 y 11, que se encuentran a distancias angulares de 73,7, 217,7 segundos de arco , podemos decir que se mueven demasiado rápido. para el movimiento orbital, que hace que los "satélites" parezcan solo estrellas que se encuentran en la línea de visión.

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares se encuentran dentro de los 20 años luz [27] de Eta Corona (estrella más cercana, más brillante (<6,5 m ) y estrellas notables solamente). 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 20 enanas rojas , naranjas y amarillas más de la clase espectral G, K y M, así como 2 enanas blancas que no estaban incluidas en la lista.

Notas

1. ↑ 1 2 3 El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula: , donde R S es el radio de la estrella, expresado en a.u. ; d S es la distancia a la estrella, expresada en AU.
2. ↑ STF - enlace al catálogo de Struve, 1937 - número de entrada en su catálogo

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Enlaces

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