104 Tauro

104 Tauro (104 Tauri, m Taurus, m Tauri , abreviado 104 Tau, m Tau ) es una estrella en la constelación zodiacal de Tauro . La estrella tiene una magnitud aparente de +4,92 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 medidas de paralaje obtenidas durante la misión Gaia [4] , se sabe que la estrella tiene aproximadamente 51,82  sv. años ( 15,89  pc ) de la Tierra . La estrella se observa al norte de 72°S. sh. , es decir, es visible en casi todo el territorio de la Tierra habitada , con excepción de las regiones polares de la Antártida . El mejor momento de observación es diciembre [8] .

La estrella 104 Tauro se mueve bastante rápido en relación con el Sol : su velocidad heliocéntrica radial es de 20  km/s [8] , que es 2 veces la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y también significa que la estrella se está moviendo lejos del sol . La estrella se acercaba al Sol a una distancia de 44,56  sv. hace 158.000  años , cuando aumentó su brillo en 0,49 ma un valor de 4,43 m (es decir, brillaba entonces, como brilla ahora Upsilon Cygnus ) [6] . En el cielo, la estrella se desplaza hacia el noreste [9] , pasando por la esfera celeste a partir de 0,535 segundos de arco al año.

La velocidad espacial media de 104 Tauro tiene componentes (U, V, W)=(−26,0, −23,1, 27,6), lo que significa que U= −26,0  km/s (alejándose del centro galáctico ), V= −23,1  km / s (se mueve en contra de la dirección de rotación galáctica) y W = 27,6  km/s (se mueve hacia el polo norte galáctico ).

Nombre de la estrella

m Taurus ( variante latinizada de Lat.  m Tauri ) es la designación que Bayer le dio a la estrella en 1603 [9] . 104 Taurus ( variante latinizada de Lat.  104 Tauri ) es la designación de Flamsteed .

Las designaciones de los componentes como 104 Taurus AB se derivan de la convención utilizada por el Washington Visual Double Star Catalog (WDS) para sistemas estelares y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU) [10] .

Propiedades de 104 Taurus

104 Tauro: a juzgar por su tipo espectral G4V [3] , la estrella es una enana de tipo espectral G , lo que indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella sigue siendo un "combustible" nuclear, es decir, la estrella todavía está en la secuencia principal . La masa de la estrella es igual a la solar : 1,0  [5] . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 5717  K [2] , lo que le da su característico color amarillo.

Debido a la pequeña distancia a la estrella, su radio se puede medir directamente, y tal intento se hizo en 1983 [11] , y dado que la estrella es un binario óptico , se midieron dos de sus componentes a la vez. Los datos sobre esta medida se dan en la tabla:

Nombre de la estrella	Año	metro	Espectro	D ( más )	Abdominales ( ) _	Com.
Gliese 188A	1983	4.90	G4V	—	1.0	[once]
Gliese 188B	1983	5.70	—	—	1.0	[12]

Ahora sabemos que el radio de la estrella debe ser 1,63  [5] , lo que significa que la medida de 1983 no fue lo suficientemente precisa. La luminosidad de la estrella, igual a 2,41  [6] , es típica de una estrella evolucionada de la clase espectral G.

La estrella tiene una gravedad superficial característica de una enana evolucionada de 4,06  CGS [2] o 114,8 m/s 2 , es decir, un 58 % menos que en el Sol ( 274,0 m/s 2 ). Las estrellas con planetas tienden a tener una metalicidad más alta que el Sol, sin embargo, 104 Taurus tiene un valor de metalicidad  de -0.22 [2] , es decir, casi el 60% del valor solar, lo que sugiere que la estrella "vino" de otras regiones Galaxias , donde había bastante metal, y nació en una nube molecular debido a una población estelar menos densa y menos supernovas . La estrella muestra fuertes evidencias de un exceso de radiación infrarroja , lo que sugiere la presencia de un disco residual [13] .

La velocidad de rotación de 104 Taurus supera a la solar en casi 5 veces y es igual a 10,00  km/s [3] , lo que da un período de rotación de la estrella de 5,20 días. La magnitud aparente de la estrella indica que se trata de una población joven estrella . Sin embargo, la abundancia de los elementos químicos de su atmósfera exterior cuenta una historia diferente: que es una estrella de población II con una edad de 12-13 mil millones de años. Esta discrepancia puede indicar que la estrella ha pasado por un período de acumulación . Esto también se indica mediante una alta velocidad de rotación. Los posibles escenarios muestran que la estrella se fusionó con un compañero cercano o interactuó con la nube progenitora del cúmulo estelar abierto cercano NGC 2516 [14] .

La estrella es bastante antigua y su edad actual es de 10,15  mil millones [2] . También se sabe que las estrellas con una masa de 1,0  [5] viven en la secuencia principal del orden de 10.000  millones de años , es decir, muy pronto, después de varios cientos de millones de años (máximo 1-2 mil millones de años), 104 Tauro convertirse en una gigante roja , y luego, despojándose de sus capas exteriores, se convertirá en una enana blanca .

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

En 1912, el astrónomo estadounidense R. Aitken descubrió la dualidad de 104 Tauro, es decir, descubrió la componente B y las estrellas fueron incluidas en los catálogos como A 3010 [b] . De acuerdo con el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [15] [16] :

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella 104 Tauro no parece tener un solo satélite:

• componente B, una estrella de sexta magnitud ubicada a una distancia angular de 0,1  segundos de arco . La estrella, desafortunadamente, no tiene paralaje , sin embargo, durante las observaciones, la estrella se movió en línea recta, y esto es una clara señal de una estrella doble óptica . También se sabe que en 1956 el astrónomo noruego Olin Eggen , al observar este par cercano, asumiendo que las estrellas están a la misma distancia, calculó las órbitas de ambas estrellas. Sus parámetros eran los siguientes: el período de revolución alrededor del baricentro es de 1,19  años , el semieje mayor de la órbita  es de 2,86  UA. , excentricidad  - 0,9 [17] . Sin embargo, otras mediciones en las décadas de 1980 y 1990 no confirmaron esta órbita. Las velocidades de las estrellas son estables dentro de los 100 m/s durante 388 días, por lo que no existen " Júpiter calientes ", y sus órbitas de menos de dos años se excluyen con un alto nivel de confianza.

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [18] de la estrella 104 Tauri (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 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. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
2. ↑ A - enlace al catálogo de R. Aitken , 3010 - número de entrada en su catálogo

1. ↑ 1 2 3 4 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 5 6 7 8 9 Ramírez, I.; Allende Prieto, C. & Lambert, DL ( febrero de 2013 ), Abundancia de oxígeno en las estrellas FGK cercanas y la evolución química galáctica del disco local y el halo , The Astrophysical Journal vol  . 764 (1): 78 , DOI 10.1088/0004-637X /764/1/78 
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Blanco, Russel J.; Gabor, Jared M. & Hillenbrand, Lynne A. ( junio de 2007 ), Espectros ópticos de alta dispersión de estrellas cercanas más jóvenes que el Sol , The Astronomical Journal  , volumen 133 (6): 2524–2536 , DOI 10.1086/514336 
4. ↑ 1 2 Marrón, AGA; et al. ( agosto de 2018 ), Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta , Astronomy & Astrophysics  (inglés) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR 
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 Bernkopf, Jan & Fuhrmann, Klaus ( junio de 2006 ), Local subgiants and time-scales of disc formation , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,  volumen 369 (2): 673–676 , DOI 10.1111/ j.1365-2966.2006.10326.x 
6. ↑ 1 2 3 Anderson, E. y Francis, cap. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters  (inglés) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=23779 
7. ↑ (inglés) * m Tau - Estrella doble o múltiple , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=104+Tau > . Consultado el 9 de diciembre de 2019. Archivado el 19 de agosto de 2020 en Wayback Machine .   
8. ↑ 12 HR 1656 . Catálogo de estrellas brillantes . Consultado el 3 de agosto de 2020. Archivado desde el original el 22 de enero de 2020. (Ruso)
9. ↑ 1 2 104  Tauri . Guía del Universo . Archivado el 10 de mayo de 2019.
10. ↑ Hessman , FV; Dhillon, VS; Winget, DE; Schreiber, MR; Horne, K.; pantano, TR; Günther, E.; Schwope, A.; et al. ( 2010 ), Sobre la convención de nomenclatura utilizada para múltiples sistemas estelares y planetas extrasolares, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
11. ↑ 1 2 Entrada de catálogo CADARS: recno=  2244 . Catálogo de Diámetros Estelares (CADARS) .
12. ↑ Entrada de catálogo CADARS: recno=  2243 . Catálogo de Diámetros Estelares (CADARS) .
13. ↑ Holmes, EK; Butner, HM; Fajardo-Acosta, SB y Rebull, LM ( junio de 2003 ), A Survey of Near Main-Sequence Stars for Submillimeter Emission , The Astronomical Journal  , volumen 125 (6): 3334–3343 , DOI 10.1086/375202 
14. ↑ Fuhrmann, K.; Chini, R.; Haas, M. & Hackstein, M. ( diciembre de 2012 ), Archaeology of an Ancient Star , The Astrophysical Journal  , volumen 761 (2): 8, 159 , DOI 10.1088/0004-637X/761/2/159 
15. ↑ A 3010: Entrada de catálogo Washington Double Star Catalog  . Consultado el 3 de agosto de 2020. Archivado desde el original el 10 de marzo de 2016.
16. ↑ 104 Taurí  . Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 3 de agosto de 2020. Archivado desde el original el 2 de agosto de 2016.
17. ↑ 104 Taurí  . Base de datos estelar de Internet .
18. ↑ Estrellas a 20 años luz de 104 Tauri:  (inglés) . Base de datos estelar de Internet .

Enlaces

• Imagen 104 Tauro en VizieR  (inglés)
• Imágenes de 104 Tauro en Wikisky