11 jirafa

11 Jirafa, 11 Camelopardalis , abr. 11 Cam  es una sola estrella [9] en la constelación circumpolar Giraffe . La estrella tiene una magnitud aparente de +5,22 m [2] y, según la escala de Bortle , es visible a simple vista incluso en un cielo suburbano brillante . 

A partir de las medidas de paralaje tomadas durante la misión Gaia , se sabe que la estrella está a unos 710  al . años ( 217  pc ) de la Tierra [1] . La estrella se observa al norte de 32°S. sh. [10] , es decir, es visible en casi toda la Tierra habitada , con excepción de las regiones polares de la Antártida , así como las regiones australes de Chile , Argentina , África y Australia . El mejor momento de observación es diciembre [10] .

El mismo movimiento de 11 Giraffe muestra que la estrella se mueve de forma muy similar al resto de estrellas en relación con el Sol : su velocidad heliocéntrica radial es −11  km/s [10] , que es un 10% más que la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y también significa que se acerca al sol. La estrella misma se mueve a través de la esfera celeste hacia el suroeste [11] .

Propiedades estrella

11 Giraffe es una enana de tipo espectral B3Ve [4] , 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 , el espectro de la estrella muestra al menos una línea de emisión de radiación Este espectro también indica que la estrella es una Be-star [4] , es decir, se observan líneas de emisión de hidrógeno en el espectro de la estrella , así como cambios rápidos en los perfiles de las líneas de hidrógeno [12] .

La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 17.240 K [7] , lo que le da el color blanco azulado característico de una estrella de tipo B y la convierte en una fuente de radiación ultravioleta [b] . La masa de la estrella es 6,0 ± 1,2  [7] . El radio de una enana de tipo espectral B3V debería ser igual a 4,8  [13] y, de hecho, en 1969 se intentó medir directamente el diámetro de una estrella. Luego resultó que su diámetro angular es de 0,15 mas y el diámetro físico de la estrella es de 4,5  [14] . Además, sabiendo la temperatura y la luminosidad de la estrella, que es 1766+131
−122[7] y utilizando la ley de Stefan-Boltzmann , se puede calcular el radio de la estrella, que será igual a 4,7  . Aunque todavía es prematuro hablar del disco de esta joven estrella. 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 42  UA. , es decir, aproximadamente hasta dondese encuentra Plutón en el sistema solar . Además, desde esa distancia, 11 Jirafa parecería un orden de magnitud más pequeño que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,05 ° ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °) [c] .

11 La jirafa tiene una gravedad superficial de 4,00 ± 0,35  CGS [7] o 100 m/s 2 , es decir, casi 3 veces menor que la del Sol ( 274,0 m/s 2 ), lo que se explica por una pequeña masa a bastante gran radio. La estrella 11 Jirafa es muy joven - su edad se estima en sólo 25 ± 3  millones de años [8] . La estrella gira a una velocidad de 95 ± 6 [7] , lo que le da a la estrella un período de rotación de unos 2,5 días, pero de hecho vemos la estrella casi desde el polo y, por lo tanto, la estrella gira mucho más rápido. La rápida rotación de 11 Giraffe la convierte en una estrella Be : estas estrellas tienen un disco circunestelar que emite radiación creada por la pérdida de masa de las regiones ecuatoriales de la estrella. La estrella en sí es similar a Alpha Arais .

11 Giraffa muestra variabilidad: durante las observaciones, el brillo de la estrella cambia en varias décimas de magnitud de 5,10 a 5,22, pero sin ninguna periodicidad [6] . La variabilidad tiene muchas razones: grandes manchas en la superficie de la estrella, la irregularidad del disco elíptico, la separación de masa de la superficie de la estrella en la región ecuatorial, que está formada por el poderoso campo magnético de la estrella , y otros eventos característicos de una estrella recién formada, caliente y que gira rápidamente. La estrella tiene una designación característica de las estrellas variables BV Giraffe, BV Camelopardalis , abreviado. Cámara B.V. Samus et al. ( 2017 ) clasifican la estrella como una estrella variable Be en lugar de una variable de tipo Gamma Cassiopeia [5] .

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

La dualidad de la estrella fue descubierta en 1836 por V. Ya. Struve (el componente AB, siendo el componente A 11 Giraffe y el componente B 12 Giraffe [15] ) y la estrella se incluyó en los catálogos como STF 13 [re] . En 1879 se descubrió la trinidad de la estrella (componente BC, componente C - TYC 3746-1395-1 [16] ). En 1908 se descubrió la cuadruplicidad de la estrella (componente CD, componente D - CCDM J05062+5900D [17] ). Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [18] [19] :

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella 11 Giraffe todavía no tiene un solo satélite. Componente AB, que hoy se llama 12 Giraffe , aunque tiene un paralaje similar al 11 Giraffe , pero aún así la distancia entre ellos hace dudar de la conexión gravitacional entre ellos. El componente BC, es decir, estrellas de magnitud 6 y 10, que se encuentran a una distancia angular de 173,4 segundos de arco , que hoy se llama 12 Giraffe y TYC 3746-1395-1 [16] tienen valores de paralaje muy diferentes , lo que tampoco implica un conexión gravitatoria entre ellos. Pero lo más probable es que el componente de CD sea una estrella doble , pero no está incluido en el sistema 11 Giraffe.

Notas

1. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
2. ↑ 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) / (17 240 K) ≈170 nm , que se encuentra en el parte ultravioleta de onda corta del espectro electromagnético
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
4. ↑ STF - enlace al catálogo de Struve, 13 - número de entrada en su catálogo

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Brown, AGA ; et al. ( agosto de 2018 ), Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta , Astronomía y astrofísica T. 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR   
2. ↑ 1 2 3 4 Anderson , E. y Francis, cap. ( 2012 ), XHIP: Una compilación extendida de hipparcos , Astronomy Letters vol 38(5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015   
3. ↑ 1 2 3 *11 Cam -- Be Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=11+Cam > . Consultado el 27 de septiembre de 2019.   
4. ↑ 1 2 3 Slettebak, A. ( 1982 ) , Tipos espectrales y velocidades de rotación de las estrellas Be más brillantes y estrellas de concha tipo AF , Astrophysical Journal Supplement Series Vol. 50:55 , DOI 10.1086/190820   
5. ↑ 1 2 Samus, NN ; Kazarovets, EV; Durlevich, OV & Kireeva, NN ( 2017 ), Catálogo general de estrellas variables , Astronomy Reports Vol. 61 (1): 80–88 , doi 10.1134/s1063772917010085   
6. ↑ 1 2 Cámara BV  . GAISH . Moscú : OKPZ . Consultado: 9 de septiembre de 2019.
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Zorec , J.; Fremat, Y.; Domiciano de Souza, A. & Royer, F. ( noviembre de 2016 ), Estudio crítico de la distribución de velocidades de rotación de las estrellas Be. I. Métodos de deconvolución, efectos debido al oscurecimiento por gravedad, macroturbulencia y binaridad, Astronomía y Astrofísica V. 595: 26   
8. ↑ 1 2 Tetzlaff , N.; Neuhäuser, R. & Hohle, MM ( enero de 2011 ), Un catálogo de estrellas Hipparcos jóvenes fugitivas dentro de 3 kpc del Sol , Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society Vol . 410 (1): 190–200 , DOI 10.1111/j. 1365-2966.2010.17434.x   
9. ↑ 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   
10. ↑ 123 H. R. 1622 . _ Catálogo de estrellas brillantes . (Ruso)
11. ↑ BV Camelopardalis (11 Camelopardalis)  Datos de estrellas . Guía del Universo .
12. ↑ Ballereau , D.; Álvarez, M.; Chauville, J. & Michel, R. ( Mayo de 1987 ), Espectroscopía Hα echelle de estrellas Be: un atlas., Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica Vol . 15 (1): 29–52   
13. ↑ Silaj , J.; Jones, CE; Sigut, TAA & Tycner, C. ( noviembre de 2014 ), The Hα Profiles of Be Shell Stars , The Astrophysical Journal vol . 795 (1): 12, 82 , DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82   
14. ↑ reconocimiento=  2202 . Catálogo de Diámetros Estelares (CADARS) .
15. ↑ *12 Cam -- Variable de tipo RS CVn , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=12+Cam > . Consultado el 27 de septiembre de 2019.   
16. ↑ 1 2 TYC 3746-1395-1 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J05061%2B5858C&submit =submit+id > . Consultado el 27 de septiembre de 2019.   
17. ↑ CCDM J05062 +5900D -- Estrella en sistema doble , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40294896&Name=CCDM%20J05062 %2b5900D&submit=submit > . Consultado el 27 de septiembre de 2019.   
18. ↑ BV Camelopardalis  (inglés)  (enlace no disponible) . Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 15 de octubre de 2019. Archivado desde el original el 7 de abril de 2016.
19. ↑ Entrada de catálogo  de Visir .

Enlaces

• Imagen 11  Jirafa