31 Orla

31 Orla (31 Aquilae , abreviado 31 Aql ) es una estrella en la constelación ecuatorial Eagle al noroeste de Altair . 31 Eagle es la designación de Flamsteed , aunque la estrella también tiene la designación de Bayer  b Eagle . La estrella tiene una magnitud aparente de +5,16 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 obtenidas durante la misión Hipparcos [1] , se sabe que la estrella está a unos 49,5 ly  de distancia . años ( 5,18  pc ) de la Tierra . La estrella se observa al norte de los 79°S , es decir, es visible en casi todo el territorio de la Tierra habitada , con excepción de las regiones polares del sur de la Antártida . El mejor momento para la observación es julio [12] .

31 Orla se mueve mucho más rápido en relación con el Sol que el resto de las estrellas: su velocidad heliocéntrica radial es −100  km/s [12] , que es 10 veces más rápida que la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y también significa que la estrella se acerca al Sol. También sugiere que la estrella es un visitante de otra parte de la Galaxia , probablemente del bulbo central , donde existen estrellas de alto metal [13] .

Por el momento, la estrella se resuelve en cinco componentes por varios métodos. Al nombrar los cinco componentes, las 31 designaciones de Eagle B, C, D, E y BC 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. [14] .

Propiedades estrella

31 Orla es una subgigante de tipo espectral G8IV [2] , lo que indica que las reservas de hidrógeno en su núcleo se están agotando y la estrella se está convirtiendo en una gigante . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de alrededor de 5510  K [2] , lo que le da el color amarillo-blanco característico [15] de una estrella tardía de tipo G [16] .

La masa de la estrella es mucho mayor que la del sol y es 1,16  [4] . Su radio es casi una vez y media mayor que el radio del Sol y es 1,379  [7] . Además, la estrella es el doble de brillante que nuestro Sol , su luminosidad es de 1,904  [7] . 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 1,38  UA. , es decir, aproximadamente la mitad de la distancia entre la Tierra y Marte en el sistema solar . Además, desde tal distancia, 31 Orla se vería casi un 20% más pequeña que nuestro Sol , tal como la vemos desde la Tierra: 0,39 ° ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °) [b] .

La estrella tiene una gravedad superficial de 4,18  CGS [4] o 151,36 m/s 2 , es decir, mucho menor que la del Sol ( 274,0 m/s 2 ), lo que, aparentemente, puede explicarse por la gran superficie de la estrella en una masa no muy grande. Las estrellas con planetas tienden a tener más metalicidad que el Sol, y 31 Aquila tiene más del doble del valor de metalicidad : su contenido de hierro en relación con el hidrógeno es el 234% [8] del valor solar. También es una de las extrañas estrellas ricas en metales cuyo contenido de hierro (en relación con el hidrógeno) es muy alto (en este parámetro, la estrella cae en un grupo con varias otras estrellas, como Xi Korma y Alpha Indus ). Otros elementos: silicio , magnesio , azufre , carbono y oxígeno también son bastante altos. Así, 31 Eagle es claramente un visitante de otra parte de la Galaxia , ya que la metalicidad de las estrellas de nuestra parte de la Galaxia es más o menos (bastante menos) igual a la del Sol [13] .

La edad de la estrella es probablemente la misma que la de NGC 188 , es decir, el cúmulo estelar abierto más antiguo conocido , que se estima en unos 5.000  millones de años . Para su edad, es sorprendentemente rica en elementos distintos del hidrógeno o el helio , contrariamente a la suposición popular de que las estrellas más antiguas deben ser pobres en metales.

31 Orla exhibe una actividad magnética irregular que, a diferencia del ciclo solar de 11 años , no exhibe un comportamiento periódico [13] . Además, durante las observaciones, la estrella demuestra variabilidad: durante las observaciones, el brillo de la estrella fluctúa en varias centésimas de magnitud, variando de 5,10 m a 5,19 m , pero también sin ninguna periodicidad, tampoco se establece el tipo de variable [17] .

No se ha encontrado ningún satélite subestelar alrededor de 31 Eagle. El equipo del Observatorio McDonald fijó límites para la presencia de uno o más planetas alrededor de 31 Aquila con masas entre 0,22 y 1,9 masas de Júpiter y distancias medias entre 0,05 y 5,2 unidades astronómicas [18] .

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

La trinidad de la estrella fue descubierta en 1852 por O. V. Struve (componentes AB, AC y BC) y la estrella entró en circulación científica como STT 588 [c] . Luego, en 1887 en el Observatorio Washburnse descubrió el 4º componente de la estrella (AD). Y finalmente, en 2001, se descubrió el 5º componente de la estrella (AE). Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [19] [14] :

Sin embargo, la estrella no parece tener ningún satélite. Alguna vez se pensó que tenía cuatro compañeras estelares débiles de magnitud 8 y 10 a distancias de 104,0, 146,0, 124,7, 4,2 segundos de arco y un par de BC separadas por 46,2 segundos de arco . Sin embargo, las mediciones de su movimiento muestran que se mueven muy rápido y, muy probablemente, los satélites visuales no tienen conexión gravitatoria con 31 Eagle, es decir, las estrellas simplemente están en la línea de visión [13] . Además, el par BC sí puede ser una estrella doble real , pero se sabe poco al respecto.

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [20] de la estrella 31 Aquila (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 15 enanas rojas , naranjas y amarillas más de la clase espectral G, K y M, así como 4 enanas blancas que no estaban incluidas en la lista.

Notas

1. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
2. ↑ El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula: , donde R S es el radio de la estrella, expresado en a.u. ; d CZ es la distancia a la zona habitable
3. ↑ STT - enlace al catálogo de Struve, 588 - número de entrada en su catálogo

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( noviembre de 2007 ), Validación de la nueva reducción de Hipparcos , Astronomy and Astrophysics Vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:20078357  
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Malagnini , ML & Morossi, C. ( noviembre de 1990 ), Luminosidades absolutas precisas, temperaturas efectivas, radios, masas y gravedades superficiales para una muestra seleccionada de estrellas de campo, Suplemento de astronomía y astrofísica Serie T. 85 (3): 1015-1019  
3. ↑ Wielen , R.; Schwan, H.; Dettbarn, C. & Lenhardt, H. ( 1999 ), Sexto Catálogo de Estrellas Fundamentales (FK6). Parte I. Estrellas fundamentales básicas con soluciones directas , Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg  
4. ↑ 1 2 3 4 5 Trevisan , M.; Barbuy, B.; Eriksson, K. & Gustafsson, B. (noviembre de 2011), Análisis de estrellas antiguas muy ricas en metales en el vecindario solar , Astronomy&Astrophysics Vol . 535: A42 , DOI 10.1051/0004-6361/201016056 Consulte la Tabla 13.  
5. ↑ 31  Aquilae . Base de datos estelar de Internet . Recuperado: 7 julio 2019.
6. ↑ Johnson, HL ; Iriarte, B.; Mitchell, RI & Wisniewskj, WZ ( 1966 ), fotometría UBVRIJKL de las estrellas brillantes, Comunicaciones del Laboratorio Lunar y Planetario Vol . 4 (99)  
7. ↑ 1 2 3 4 Boyajian , Tabetha S.; McAlister, Harold A.; van Belle, Gerard & Gies, Douglas R. ( febrero de 2012 ), Diámetros estelares y temperaturas. I. Estrellas A, F y G de secuencia principal , The Astrophysical Journal vol .  
8. ↑ 1 2 Soubirán , C.; Bienayme, O.; Mishenina, TV & Kovtyukh, VV ( 2008 ), Distribución vertical de las estrellas del disco galáctico. IV. AMR y AVR de grupos gigantes , Astronomy and Astrophysics Vol . 480 (1): 91–101 , DOI 10.1051/0004-6361:20078788  
9. ↑ (inglés) *b Aql , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=b+Aql > . Consultado el 6 de febrero de 2012.  
10. ↑ Baliunas S., Sokoloff D. , Soon W. Campo magnético y rotación en estrellas de la secuencia principal inferior: ¿una relación empírica de Bode magnético dependiente del tiempo?  (Inglés) // Astrofia. J. / E. Vishniac - Ediciones IOP , 1996. - Vol. 457, edición. 2. - Pág. 99–102. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/309891
11. ↑ 1 2 Suerte R. E. Abundancias en la región local. II. Enanas y subgigantes F, G y K  (inglés) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - vol. 153, edición. 1. - Pág. 21–21. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 - arXiv:1611.02897
12. ↑ 12 HR 7373 . Catálogo de estrellas brillantes . Consultado el 28 de julio de 2019. Archivado desde el original el 23 de noviembre de 2019. (Ruso)
13. ↑ 1 2 3 4 31 AQL (31 Aquilae)  (inglés) . Jim Kaller, Estrellas . Consultado el 28 de julio de 2019. Archivado desde el original el 4 de noviembre de 2016.
14. ↑ 1 2 Entrada de catálogo de Visir  . Consultado el 28 de julio de 2019. Archivado desde el original el 15 de marzo de 2016.
15. ↑ 31  Aquilae . Guía del Universo . Recuperado: 7 julio 2019.
16. ↑ The Color of Stars , Organización de Investigación Industrial y Científica de la Commonwealth , 21 de diciembre de 2004 , < http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html > . Consultado el 16 de enero de 2012. Archivado el 3 de diciembre de 2013 en Wayback Machine .  
17. ↑ NSV 11994  . GAISH .
18. ↑ van Wittenmyer, RA ( 2 de junio de 2006 ), Límites de detección del programa de búsqueda de planetas del Observatorio McDonald , Astronomical Journal , volumen 132(1): 653–664 , DOI 10.1086/504942  
19. ↑ 31 Aquilae  (inglés)  (enlace no disponible) . Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 28 de julio de 2019. Archivado desde el original el 31 de enero de 2011.
20. ↑ Estrellas a 20 años luz de 31 Aquilae:  (inglés) . Base de datos estelar de Internet . Recuperado: 7 julio 2019.

Enlaces

• Imagen 31 Orla  (Español)