36 Osa Mayor

36 Ursa Major  es una estrella doble en la constelación del norte Ursa Major . El componente A tiene una magnitud aparente de 4,82 m [3] y, según la escala de Bortle , es visible a simple vista al menos en el cielo de transición suburbano/urbano . 

A partir de las mediciones de paralaje tomadas durante la misión Hipparcos , se sabe que el sistema está a unos 41,7 años  de distancia . años ( 12,78  pc ) [1] .

La estrella se observa al norte de 35°S. latitud, es decir, al norte de Buenos Aires (35°S), Ciudad del Cabo (34°S) y Canberra (35°S). Que. la estrella se observa en casi todo el territorio de la Tierra habitada , con excepción de la Antártida . El mejor momento de observación es febrero [20] .

Propiedades estrella

Esta estrella es análoga al Sol , es decir , tiene propiedades físicas que la hacen similar a nuestro Sol. El tipo espectral 36 Ursa Major es F8V [5] , lo que significa que la estrella tiene casi el mismo tamaño que nuestro Sol ( 1,091  [7] ), la misma masa ( 1,12  [6] ), pero algo más brillante que el Sol ( 1,61  [ 7]). 7] ), también 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 la atmósfera exterior a una temperatura efectiva de alrededor de 6126  K [21] , lo que le da el tono amarillo-blanco característico de una estrella tipo F [22] .

Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de calor que recibe del Sol, debe colocarse a una distancia de 1.309  UA. (es decir, casi en la órbita de Marte ). Además, desde tal distancia, 36 Ursa Major parecería solo un 10% más pequeña que nuestro Sol , tal como la vemos desde la Tierra: 0,45 ° (el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °) [23] .

La estrella tiene una gravedad superficial de 4,36  CGS [8] o 269 m/s 2 , es decir, prácticamente la misma que la del Sol ( 274,0 m/s 2 ). Las estrellas con planetas tienden a tener una metalicidad más alta que el Sol, pero 36 Ursa Major tiene una metalicidad bastante baja : su contenido de hierro en relación con el hidrógeno es el 66% del del sol. Girando a una velocidad ecuatorial de 5,5  km/s [9] (es decir, a una velocidad de casi 2,5 veces la del Sol), esta estrella tarda unos 11  días en dar una vuelta completa. La edad de Ursa Major 36 es de 2.700 millones de años [4] .

Multiplicidad de estrellas

Duality 36 Ursa Major fue descubierta en 1955 . De acuerdo con el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de este componente se dan en la tabla [24] :

Que. 36 Ursa Major tiene un compañero con una magnitud de 8,69 m con un movimiento propio total y aproximadamente la mitad de la masa de 36 Ursa Major A [25] a una distancia angular de 122,5" en un ángulo de posición de 303°, donde se registró en 2012. El segundo satélite con un valor de 11,44 m se encuentra a una distancia angular de 240,6" en un ángulo de posición de 292°, donde fue registrado en 2004 [26] .

La estrella tiene su propio movimiento de 0,181  mas / año en la dirección de 258,8° de norte a sur [23] . La velocidad heliocéntrica radial de la estrella es de +9  km/s , lo que significa que la estrella se está alejando del Sol [20] .

Búsqueda de objetos subestelares

Según Nelson & Angel (1998) [27] , 36 Ursa Major puede tener uno o dos (o incluso tres) planetas con masas del orden de las masas de Júpiter (o incluso ser enanas marrones ), con períodos orbitales de 10-15, 25 y 50 años respectivamente. Los autores establecieron límites superiores de 1,1-2, 5,3 y 24 masas de Júpiter para los objetos planetarios propuestos. También Lippincott (1983) [28] había notado previamente la posible presencia de un compañero invisible masivo (casi 70 veces la masa de Júpiter , es decir, una enana marrón ). Los parámetros estimados para un objeto subestelar muestran un período orbital de 18 años y una excentricidad bastante alta (e=0,8). Campbell et al., 1988 [29] sugirieron la existencia de objetos planetarios o incluso enanas marrones menos masivas que 14 masas de Júpiter cerca de la estrella 36 Ursa Major.

Sin embargo, aún no se ha descubierto ni confirmado ninguna luna planetaria. El equipo del Observatorio McDonald ha establecido límites a la presencia de uno o más planetas [30] con masas entre 0,13 y 2,5 masas de Júpiter a distancias medias de 0,05 a 5,2  UA. Alrededor de esta estrella se detectó un exceso de radiación infrarroja , lo que muy probablemente indica la presencia de un disco circunestelar con un radio de 38,6  UA. La temperatura de este polvo es de 50  K [31] .

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [32] del sistema 36 Ursa Major (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):

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 (inglés) 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. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
3. ↑ 1 2 3 4 Johnson , HL; Iriarte, B.; Mitchell, RI & Wisniewskj, WZ ( 1966 ), fotometría UBVRIJKL de las estrellas brillantes, Comunicaciones del Laboratorio Lunar y Planetario Vol . 4 (99)   
4. ↑ 1 2 3 4 Nordström , B.; Alcalde, M.; Andersen, J. & Holmberg, J. ( mayo de 2004 ), El estudio de Ginebra-Copenhague sobre el vecindario solar. Edades, metalicidades y propiedades cinemáticas de ˜14 000 enanas F y G , Astronomy and Astrophysics Vol. 418 (3): 989–1019 , DOI 10.1051/0004-6361:20035959   
5. ↑ 1 2 3 * 36 UMa -- Estrella de alto movimiento propio , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HR+4112 > . Consultado el 27 de enero de 2019. Archivado el 7 de marzo de 2016 en Wayback Machine .   
6. ↑ 1 2 Takeda, Genya ; Ford, Eric B.; Sills, Alison & Rasio, Frederic A. ( febrero de 2007 ), Estructura y evolución de estrellas cercanas con planetas. II. Propiedades físicas de ~1000 Cool Stars del catálogo SPOCS , The Astrophysical Journal Supplement Series Vol. 168(2): 297–318 , DOI 10.1086/509763   
7. ↑ 1 2 3 4 5 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.746 (1): 101 , DOI 10.1088/0004-637X/746/1/101 . Consulte la Tabla 10.   
8. ↑ 1 2 Chen , YQ; Nissen, PE; Zhao, G. y Zhang, HW ( febrero de 2000 ), Composición química de enanas de disco 90 F y G , Suplemento de astronomía y astrofísica, volumen 141: 491–506 , DOI 10.1051/aas:2000124   
9. ↑ 1 2 Schröder , C.; Reiners, A. & Schmitt, JHMM ( enero de 2009 ), emisión de Ca II HK en estrellas de rotación rápida. Evidencia de la aparición de la dínamo de tipo solar , Astronomy and Astrophysics Vol . 493 (3): 1099–1107, doi : 10.1051/0004-6361:200810377 , < http://goedoc.uni-goettingen.de/goescholar/ bitstream/handle/1/9690/aa10377-08.pdf?sequence=2 > (enlace descendente)    
10. ↑ Base de datos astronómica SIMBAD
11. ↑ Eggen O. J. Vectores de velocidad espacial para 3483 estrellas con movimiento propio y velocidad radial  // Royal Observatory Bulletin - 1962. - Vol . 51. - Pág. 79.
12. ↑ Bouigue MR Contribution aux recherches de photometrie photoelectrique dans la Galaxie - 1959. - Vol. 4. - P. 52.
13. ↑ Wallerstein G., Helfer HL Abundancias en estrellas enanas G. I. Una comparación de dos estrellas en Hyades con el Sol  (inglés) // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 1959. - Vol. 129.—Pág. 347–355. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1086/146626
14. ↑ 1 2 Aguilera-Gómez C., Ramírez I., Chanamé J. Patrones de abundancia de litio de estrellas F tardías: un análisis en profundidad del desierto de litio  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2018. - Vol. 614.—Pág. 55–55. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201732209 - arXiv:1803.05922
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16. ↑ Base de datos astronómica SIMBAD
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20. ↑ 12 HR 4112 . Catálogo de estrellas brillantes . Consultado el 28 de febrero de 2019. Archivado desde el original el 1 de marzo de 2019. (Ruso)
21. ↑ Valenti, Jeff A. & Fischer, Debra A. ( julio de 2005 ), Propiedades espectroscópicas de estrellas frías ( SPOCS). I. 1040 Enanas F, G y K de los programas de búsqueda de planetas de Keck, Lick y AAT , The Astrophysical Journal Supplement Series, volumen 159(1): 141–166 , DOI 10.1086/430500   
22. ↑ The Color of Stars , Organización de Investigación Científica e Industrial 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 .   
23. ↑ 1 2 36 Ursae  Majoris . Base de datos estelar de Internet . Archivado desde el original el 1 de marzo de 2019.
24. ↑ 36 Ursae Majoris  (inglés)  (enlace inaccesible) . Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 28 de febrero de 2019. Archivado desde el original el 1 de julio de 2016.
25. ↑ Tokovinin, Andrei ( abril de 2014 ), From Binaries to Multiples. II. Multiplicidad jerárquica de enanas F y G , The Astronomical Journal vol . 147 (4): 14, 87 , DOI 10.1088/0004-6256/147/4/87   
26. ↑ Mason, BD ; Wycoff, G. L.; Hartkopf, W.I. & Douglass, GG ( 2014 ), The Washington Visual Double Star Catalog , doi : 10.1086/323920 , < http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=B/wds > . Consultado el 2 de noviembre de 2015. Archivado el 4 de julio de 2019 en Wayback Machine .   
27. ↑ El rango de masas y períodos explorados por búsquedas de velocidad radial para compañeros planetarios . Consultado el 28 de febrero de 2019. Archivado desde el original el 11 de abril de 2012. (indefinido)
28. ↑ Un compañero invisible de 36 Ursae Majoris A del análisis de placas tomadas con el refractor Sproul 61-CM
29. ↑ Una búsqueda de compañeros subestelares de estrellas de tipo solar del sur . Consultado el 28 de febrero de 2019. Archivado desde el original el 4 de marzo de 2020. (indefinido)
30. ↑ Límites de detección del programa de búsqueda de planetas del Observatorio McDonald . Consultado el 28 de febrero de 2019. Archivado desde el original el 19 de mayo de 2019. (indefinido)
31. ↑ Eiroa, C.; Marshall, JP; Mora, A.; Montesinos, B.; Absil, O.; Augereau, J. Ch.; Bayo, A.; Bryden, G.; Danchi, W.; del Burgo, C.; Ertel, S.; Fridlund, M.; Heras, AM; Krivov, AV; Launhardt, R.; Liseau, R.; Löhne, T.; Maldonado, J.; Pilbratt, G. L.; Roberge, A.; Rodman, J.; Sanz-Forcada, J.; Solano, E.; Stapelfeldt, K.; Thebault, P.; Lobo, S.; Ardila, D.; Arévalo, M.; Beichmann, C.; Faramaz, V.; González-García, BM; Gutiérrez, R.; Lebreton, J.; Martínez-Arnáiz, R.; Meeus, G.; Montes, D.; Olofsson, G.; Do, KYL; Blanco, GJ; Barrado, D.; Fukagawa, M.; Grün, E.; Campamento, I.; Lorente, R.; Morbidelli, A.; Muller, S.; Mutschke, H.; Nakagawa, T.; Ribas, I.; Walker, H. D.Ust alrededor de estrellas cercanas. Los resultados observacionales de la encuesta  (inglés)  // Astronomía y astrofísica  : revista. - EDP Ciencias , 2013. - Julio ( vol. 555 ). —P.A11 . _ -doi : 10.1051 / 0004-6361/201321050 . - . -arXiv : 1305.0155 . _
32. ↑ Estrellas a 20 años luz de 36 Ursae Majoris:  (inglés) . Base de datos estelar de Internet .

Enlaces

• El rango de masas y períodos explorados por la búsqueda de velocidades radiales de  compañeros planetarios