1 centauro

1 Centauri  es una estrella en la constelación austral de Centauro . 1 Centauri - ( versión latinizada de lat.  1 Centauri, 1 Cen ) es la designación de Flamsteed [12] . i Centauri ( lat .  i Centauri, i Cen ) es la designación que Bayer le dio a la estrella en 1603 [12] La estrella también tiene una designación que le dio Gould  - 265 G. Centauri ( lat .  265 G. Centauri ) [12 ] .

1 Centauri tiene una magnitud aparente de +4,23 [2] y, según la escala de Bortl , es visible a simple vista incluso en el cielo de la ciudad ( ing.  City sky ). A partir de las mediciones de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos [1] , se sabe que la estrella está a unos 63,3 ly  de distancia . años ( 19,4  pc ) de la Tierra . La estrella se observa al sur de 57°N. sh. , es decir, observado al sur de las islas de Ram (Escocia), Gotland ( Suecia ), años. Riga , Ivanovo y alrededores. Kodiak .

La velocidad espacial promedio de 1 Centauri tiene componentes (U, V, W)=(−43.4, −19.9, −12.7) [13] , lo que significa que U= −43.4  km/s (se mueve desde el centro galáctico ), V= − 19,9  km/s (moviéndose contra la rotación galáctica) y W= −12,7  km/s (moviéndose hacia el polo sur galáctico ). En el cielo, la estrella se mueve hacia el suroeste [12] .

La estrella 1 Centauri se mueve bastante rápido en relación con el Sol : su velocidad heliocéntrica radial es −22  km/s [14] , que es 2,2 veces mayor que la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y también significa que la estrella se acerca al sol. La estrella se acercará al Sol a una distancia de 57  sv. años en 166.000  años [2] , cuando aumentará su brillo en 0,21 ma un valor de 4,02 m (es decir, la estrella brillará aproximadamente como Iota Perseus o Azellus Primus brillan ahora).

Propiedades del sistema binario

1 Centauri es un par cercano de binarias espectroscópicas que solo pueden estudiarse con un espectrógrafo . Las imágenes espectrográficas tomadas en el Observatorio Astronómico de Sudáfrica entre 1921 y 1923 mostraron que esta estrella tenía una velocidad radial variable , lo que indica que se trataba de un sistema estelar binario espectroscópico [10] . Ambas estrellas giran una alrededor de la otra con un período orbital de 9,945  días [10] [15] , que corresponde al semieje mayor de la órbita entre las compañeras de al menos 0,1  AU. ( 14.959.787  km. ) (a modo de comparación, el radio de la órbita de Mercurio es de 0,387  AU y el período de revolución es de 87,97  días ). La órbita tiene una excentricidad bastante grande , que es 0,25 [10] [15] . La secundaria tiene poca masa y luminosidad (probablemente una enana roja ) y solo se infiere del movimiento orbital de la estrella más masiva. En el proceso de movimiento orbital, las estrellas se acercan entre sí a una distancia de 0,075  UA. , luego se remueven a una distancia de 0.125  UA. .

Si miramos desde la vecindad de 1 Centauri B a 1 Centauri A, entonces veremos una enorme estrella de color amarillo-blanco que brilla con un brillo de −33,76 m , es decir, con un brillo de 257 de luminosidad del Sol (dependiendo de la posición de la estrella en órbita). Además , el tamaño angular de la estrella será de -9,68° [b] , es decir , 19,35 veces mayor que nuestro Sol.

Propiedades estrella

1 Centauri es una enana de tipo espectral F2V [5] , como lo indica el proyecto NStars [c] , 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 alrededor de 6898  K [8] , lo que le da el color amarillo-blanco característico de una estrella de tipo espectral F.

La masa de una estrella es bastante típica para su clase espectral y es 1,35  [4] .

Debido a la pequeña distancia a la estrella, su radio se puede medir directamente, y tal intento se hizo en 1967 [19] Los datos de esta medida se dan en la tabla:

Año	metro	Espectro	D ( más )	Abdominales ( ) _	Com.
1967	4.23	F2III	—	1.3	[19]
1969	4.22	F2III	0.81	—	[veinte]

Ahora, tras estudiar la misión Gaia , sabemos que el radio de la estrella es de 1,82  [7] , algo grande para una estrella de su tipo espectral.

La luminosidad de la estrella, igual a 5.857  [9] , es típica para una estrella de tipo espectral F2 . Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que estar situado a una distancia de 2,42 UA  . es decir , en la parte interior del Cinturón de Asteroides principal , y más concretamente en la órbita del asteroide Heba , cuyo semieje mayor de la órbita es aproximadamente igual a este valor. Además, desde tal distancia, 1 Centauri parecería un 20% más pequeño que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,40 ° [b] ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °).

La estrella tiene una gravedad superficial típica de una enana de 4,25 ± 0,14  CGS [8] o 177,8 m/s 2 , es decir, 1,51 veces menor que la del Sol ( 274,0 m/s 2 ), lo que puede explicarse por la gran radio de la estrella. Las estrellas con planetas tienden a tener una metalicidad más alta en comparación con el Sol, pero 1 Centauri tiene un valor de metalicidad de −0,09 [9] , que es casi un 19 % menor que el del Sol. 1 Centauri gira a una velocidad de casi 43 veces la del sol e igual a 86  km/s [4] , lo que da un período de rotación de la estrella de 1,1 días.

La edad de la estrella 1 Centauri es de 1193  millones de años [8] y también se sabe que las estrellas con una masa de 1,35 viven  en la secuencia principal de  aproximadamente 4320  millones de años . sus capas exteriores, se convertirá en una enana blanca . Suponiendo que la evolución de la vida sobre una base de carbono es universal, y suponiendo que se aplican las mismas leyes en el espacio que en la Tierra , podemos decir que en un planeta similar a la Tierra cerca de 1 Centauri , la evolución está en la etapa Arcaica , y más específicamente en etapas paleoarcaicas : en este momento, aparecen las bacterias y el contenido de oxígeno en la atmósfera aumenta gradualmente como resultado de la actividad de los antiguos organismos vivos.

1 Centauri demuestra una ligera variabilidad [21] : durante las observaciones, el brillo de la estrella fluctúa en 0,02 m , variando de 5,21 m a 5,23 m , sin ninguna periodicidad (lo más probable es que la estrella tenga varios períodos), el tipo de variable es un Delta -tipo escudo de estrella variable .

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [22] de la estrella 1 Centauri (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 , 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. ↑ 1 2 El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula : , donde R S es el radio de la estrella, expresado en AU. ; d S es la distancia a la estrella
3. ↑ En el siglo XX, Centauri 1 fue clasificada como una estrella de tipo espectral F3IV [13] [16] , es decir, como una subgigante de tipo espectral F3 . Jaschek et al. ( 1964 ) enumeró las clases F0V, F2III, F4III y F4IV, lo que indica que la estrella se encuentra en un estado evolutivo desde una estrella de secuencia principal ordinaria de tipo F hasta una estrella gigante [17] . Más recientemente, Houk ( 1982 ) definió su clase como F3 V [18]

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. Validación de la nueva reducción de Hipparcos  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 2007. - vol. 474 , núm. 2 . - Pág. 653-664 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20078357 . - . - arXiv : 0708.1752 . Entrada del catálogo de Vizier Archivado el 16 de noviembre de 2020 en Wayback Machine .
2. ↑ 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=66925 
3. ↑ de Bruijne, JHJ y Eilers, A.-C. ( Octubre de 2012 ), Velocidades radiales para el proyecto HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion , Astronomía y astrofísica  (ing.) V. 546: 14, A61 , DOI 10.1051/0004-6361/201219219 
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5. ↑ 1 2 Gris, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF & McFadden, MT ( 2006 ), Contribuciones al proyecto de estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 dentro de 40 pc--The Southern Sample , The Astronomical Journal Vol . 132: 161 , DOI 10.1086/504637 
6. ↑ 1 2 Hoffleit, Dorrit; Jaschek, Carlos. El catálogo de estrellas brillantes  (inglés) . — 1991 .
7. ↑ 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 Archivado el 31 de agosto de 2021 en Wayback Máquina en VizieR 
8. ↑ 1 2 3 4 5 David, Trevor J. & Hillenbrand, Lynne A. ( 2015 ), The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets . The Astrophysical Journal  (inglés) V. 804 (2): 146 , DOI 10.1088/0004-637X/804/2/146 
9. ↑ 1 2 3 4 Montesinos, B.; Eiroa, C.; Krivov, AV y Marshall, JP ( septiembre de 2016 ), Incidencia de discos de escombros alrededor de estrellas FGK en el vecindario solar , Astronomía y astrofísica  (ing.) V. 593: 31, A51 , DOI 10.1051/0004-6361/201628329 
10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Spencer Jones, Harold ( 1928 ), Determinaciones de la velocidad radial: incluida una determinación espectroscópica de la constante de aberración, las órbitas de 13 estrellas binarias espectroscópicas y las velocidades radiales de 434 estrellas, Annals of the Cape Observatorio  (inglés) volumen 10: 246 
11. ↑ * i Cen -  Binaria espectroscópica . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Base de datos de objetos astronómicos. Consultado el 17 de abril de 2020. Archivado desde el original el 1 de septiembre de 2020.
12. ↑ 1 2 3 4 1 Centauro  . Guía del Universo . Archivado desde el original el 24 de febrero de 2020.
13. ↑ 1 2 Córdoba Durchmusterung -32°9603  (inglés) . Base de datos estelar de Internet .
14. ↑ HR 5168 . Catálogo de estrellas brillantes . (Ruso)
15. ↑ 1 2 Datos básicos (Sistema:777  ) . D.Pourbaix .
16. ↑ 1 Centauro  . Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 17 de abril de 2020. Archivado desde el original el 4 de marzo de 2016.
17. ↑ Hauck, B. ( 1979 ), Correlación de datos espectroscópicos y fotométricos, Unión Astronómica Internacional  (inglés) , Coloquio sobre clasificación espectral del futuro, Ciudad del Vaticano, 11 al 15 de julio de 1978. Ricerche Astronomiche (IAU Colloquium 47) T 9:161–178 
18. ↑ Houk, Nancy ( 1979 ), Catálogo de Michigan de tipos espectrales bidimensionales para las estrellas HD, Catálogo de Michigan de tipos espectrales bidimensionales para las estrellas HD. Volumen_3. Declinaciones -40_ƒ0 a -26_ƒ0 (Ann Arbor, Michigan: Departamento de Astronomía, Universidad de Michigan  ) . - T.3 
19. ↑ 1 2 Entrada de catálogo CADARS: recno=  6111 . Catálogo de Diámetros Estelares (CADARS) .
20. ↑ Entrada de catálogo CADARS: recno=  6112 . Catálogo de Diámetros Estelares (CADARS) .
21. ↑ NSV 19951  . GAISH .
22. ↑ Estrellas a 20 años luz de Córdoba Durchmusterung -32°9603  : . Base de datos estelar de Internet .

Enlaces

• Imagen de 1  centauro