5 serpientes

5 Serpientes, 5 Serpentis , abreviado. 5 Ser  es una estrella doble en la constelación ecuatorial Serpens , la estrella misma pertenece al asterismo Cabeza de Serpiente [17] . La estrella tiene una magnitud estelar aparente de +5,1 m [2] y, según la escala de Bortl , es visible a simple vista incluso en el cielo del centro de la ciudad .  Sin embargo, ella misma es más conocida como la estrella más brillante junto al gran cúmulo globular M5 , separado de él por una distancia de dos tercios de grado ( el diámetro angular de nuestra Luna  es de 0,5°). Por supuesto, 5 Serpens no pertenece a un cúmulo globular, ya que la distancia a M5 es de unos 24.000  al . años _ A partir de las mediciones de paralaje tomadas durante la misión Hipparcos , se sabe que la estrella está a unos 82,8 ly  de distancia . años ( 25,4  pc ) de la Tierra [4] . La estrella se observa al norte de 89°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 mayo [18] .

El mismo movimiento de las 5 Serpens, sin embargo, muestra que la estrella se está moviendo a una velocidad bastante alta en relación con el Sol : su velocidad heliocéntrica radial es de 54  km/s [18] , que es 5,5 veces la velocidad de las estrellas locales de el disco galáctico , así como esto significa que la estrella se está alejando del sol. En el cielo , 5 Serpens se mueve a una velocidad de 0,63 segundos de arco por año y, por lo tanto, la estrella, aparentemente, es un visitante de otra parte de la Galaxia [19] .

5 Serpientes - la designación dada por Flamsteed , ( lat.  5 Serpentis ). La estrella tiene una designación dada por Gould  - 9 G Serpentis ( lat.  9 G Serpentis ) [20] . Las designaciones de los dos componentes como 5 serpientes A y B 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) [21] .

Propiedades del sistema binario

5 Serpens es un sistema binario formado por una estrella algo similar a Procyon y una enana de décima magnitud (aproximadamente 10,11 m ), separados por una distancia angular de 11,4  " , que corresponde a una distancia física de al menos 277  AU [22] y un período igual a por lo menos 3600  años [19] (a modo de comparación, el radio de la órbita de Plutón es de ~40  UA y el período de revolución es de ~250  años ). Serpiente B, vemos una estrella naranja con una magnitud aparente de −11,63 m que brilla con un brillo de 0,2 lunas llenas [ 22] una estrella de color blanco amarillento con una magnitud aparente de −16,27 m que brilla con un brillo de 25 lunas llenas [ 22] La edad del sistema de las 5 Serpientes es 5,27  mil millones de años [2] .

Componente A

5 La Serpiente A es una subgigante (o incluso una enana antigua [19] ) de tipo espectral F8IV [ 7 ] [ 8 ] terminará su vida, primero convirtiéndose en una gigante roja , y luego, tras mudar sus caparazones, se convertirá en una ex enano . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 6025  K [2] , lo que le confiere el color blanco-amarillo característico de una estrella de clase espectral F. Su brillo es mucho mayor que la luminosidad solar y es igual a 5  [2] . A partir de la temperatura y la luminosidad, según la ley de Stefan-Boltzmann , puedes averiguar que su radio es 2,07  . La masa de la estrella es muy pequeña para una subgigante: 1,16  [2] . 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 2,24 UA  . es decir , aproximadamente hasta donde se encuentra el cinturón de asteroides en el sistema solar . Además, desde tal distancia, la 5 Serpiente A se veía casi igual a nuestro Sol , tal como la vemos desde la Tierra: 0,49 ° ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °) [c] .

La estrella tiene una gravedad superficial de 4,07  CGS [8] o 117,5 m/s 2 , es decir, dos veces menor que la del Sol ( 274,0 m/s 2 ), lo que se explica por una masa pequeña con una masa bastante grande para tal un radio máximo. Las estrellas con planetas suelen tener una metalicidad superior a la del Sol, y 5 Serpiente A tiene prácticamente el mismo valor de metalicidad: el contenido de hierro en ella relativo al hidrógeno es el 104% [9] del solar, pero aún no se han descubierto planetas. encuentra alrededor de la estrella. La estrella parece tener un disco residual, lo que implica planetas, aunque no se ha encontrado un exceso de radiación infrarroja [19] . Al girar a una velocidad ecuatorial de 4,8  km/s [8] (es decir, a una velocidad 2,5 veces mayor que la del sol), 5 Snake A tarda unos 22,4  días en dar una vuelta completa.

La Serpiente A de magnitud aparente 5 fluctúa entre las magnitudes 4,99 my 5,11 m con un período desconocido. El tipo de variable se define como BY Dragon [5] y la estrella se denomina MQ Ser [23] , pero la estrella tiene algunas rarezas [24] . Las llamaradas solares causadas por el colapso de los campos magnéticos solo son visibles porque podemos ver las áreas localizadas donde ocurren. 5 Serpent A, sin embargo, junto con algunos otros como Omicron Eagle y Pi¹ Ursa Major , muestran fuertes superllamaradas . Las variaciones irregulares sugieren que las manchas de estrellas aparecen y desaparecen de la vista. Aunque las llamaradas son comunes entre las enanas rojas (como Próxima Centauri ), este tipo de superllamarada es muy inusual para las estrellas de tipo solar [19] . A partir de observaciones realizadas entre 1975 y 1980 , Bacos ( 1983 ) reportó pequeñas variaciones aleatorias en el brillo con una amplitud de menos de 0,03 de magnitud (que es normal para una variable tipo BY Draco ) más tres llamaradas que aumentaron el brillo en 0,1 de magnitud [25] y este evento duró hasta 25 días [19] , lo que corresponde aproximadamente al período de rotación de la estrella. Sin embargo, Scarf ( 1985 ) señaló que estos valores pueden ser simplemente un error de observación normal [26] . Esto también puede deberse al hecho de que la propia componente B puede ser una estrella variable [27] .

Componente B

5 Serpientes B es una enana de tipo espectral K4V [11] , que es muchas veces más pequeña que 5 Serpientes A. Según la teoría de la evolución estelar , su masa debería ser del orden de 0,7  , su luminosidad debería ser de 0,12  y su el radio debe ser igual a 0.7  . 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 0,35 UA  . es decir , aproximadamente hasta donde se encuentra Mercurio en el sistema solar , cuyo radio orbital es de 0,39  UA . mi .. Además, desde esa distancia, 5 Serpientes B parecerían 2,14 veces más grandes que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 1,07 ° ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °) [c] .

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

La dualidad de la estrella fue descubierta en 1825 por V. Ya. Struve (componente AB) y la estrella fue incluida en los catálogos como STF 1930 [d] . En 1852 se descubrió la trinidad de la estrella (componente AD). En 1887 se descubrió la estrella cuádruple (componente AC). Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [28] [12] :

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella 5 Serpens tiene un satélite de décima magnitud ubicado a una distancia angular de 11,1 segundos de arco . Manteniendo una distancia similar durante los últimos 200 años, es sin duda un verdadero compañero. Pero las estrellas débiles 5 Serpientes C y D de magnitud 13 y 10, que se encuentran a una distancia angular de 151,1 y 713,6 segundos de arco , casi con certeza no son satélites y simplemente se encuentran en la línea de visión.

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [29] de la estrella 5 Serpens (solo se incluye 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 10 años luz , hay unas 15 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. ↑ La magnitud absoluta se calcula con la fórmula: , donde es la magnitud aparente , es la distancia al objeto en pc , 10 pc
3. ↑ 1 2 El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula: , donde R S es el radio de la estrella, expresado en a. ej .; d S es la distancia a la estrella
4. ↑ STF - enlace al catálogo de Struve, 1930 - número de entrada en su catálogo

1. ↑ 1 2 3 4 5 Leeuwen F. v. Validación de la nueva reducción de Hipparcos  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2007. - Vol. 474, edición. 2.- Pág. 653-664. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20078357 - arXiv:0708.1752
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Suerte, R. Earle ( septiembre de 2015 ), Abundancias en la región local. Gigantes I. G y K , The Astronomical Journal vol . 150 (3): 23, 88 , DOI 10.1088/0004-6256/150/3/88   
3. ↑ Anderson , E. y Francis, cap. ( 2012 ), XHIP: Una compilación extendida de hipparcos , Astronomy Letters vol 38(5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015   
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( 2007 ) , Validación de la nueva reducción de Hipparcos , Astronomy and Astrophysics Vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:20078357   
5. ↑ 1 2 Serie MQ  . GAISH .
6. ↑ Gontcharov, GA ( noviembre de 2006 ), Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35.495 Hipparcos stars in a common system , Astronomy Letters , volumen 32 (11): 759–771 , DOI 10.1134/S1063773706110065   
7. ↑ 1 2 Gris, RO; Napier, MG & Winkler, LI ( 2001 ), La base física de la clasificación de la luminosidad en las estrellas tipo A tardías, F y G tempranas. I. Tipos espectrales precisos para 372 estrellas , The Astronomical Journal , volumen 121 (4): 2148–2158 , DOI 10.1086/319956 
8. ↑ 1 2 3 4 5 Mallik, Sushma V .; Parthasarathy, M. & Pati, AK ( octubre de 2003 ), litio y rotación en enanas y subgigantes F y G , Astronomy and Astrophysics Vol. 409: 251–261 , DOI 10.1051/0004-6361:20031084   
9. ↑ 1 2 Maldonado , J.; Eiroa, C.; Villaver, E. & Montesinos, B. ( mayo de 2012 ), Metallicity of solar-type stars with detritus discs and planets⋆ , Astronomy & Astrophysics T. 541: 10, A40 , DOI 10.1051/0004-6361/201218800   
10. ↑ *5 Ser -- Variable de tipo BY Dra , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=5+Ser > . Consultado el 27 de enero de 2019. Archivado el 15 de septiembre de 2020 en Wayback Machine .   
11. ↑ 1 2 3 4 5 6 * 5 Ser B -- Estrella de alto movimiento propio , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident =%402648415&Name= *%20%20%205%20Ser%20B > . Consultado el 27 de enero de 2019.   
12. ↑ 1 2 STF1930: Entrada de catálogo Washington Double Star Catalog  . Consultado el 2 de octubre de 2019. Archivado desde el original el 18 de mayo de 2021.
13. ↑ Gaia Data Release 2  (inglés) / Consorcio de análisis y procesamiento de datos , Agencia Espacial Europea - 2018.
14. ↑ Gray R. O., Napier M. G., Winkler L. I. La base física de la clasificación de la luminosidad en las estrellas tipo A tardías, F y G tempranas. I. Tipos espectrales precisos para 372 estrellas  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2001. - vol. 121, edición. 4.- Pág. 2148-2158. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/319956
15. ↑ 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
16. ↑ 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
17. ↑ 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   
18. ↑ 12 HR 5694 . Catálogo de estrellas brillantes . (Ruso)
19. ↑ 1 2 3 4 5 6 Kaler , James B. ( 4 de julio de 2014 ), 5 SER (5 Serpentis) , Universidad de Illinois , < http://stars.astro.illinois.edu/sow/5ser .html > Archivado 4 de noviembre de 2016 en Wayback Machine   
20. ↑ 5 Serpentis  (inglés)  (enlace no disponible) . Guía del Universo . Archivado desde el original el 23 de noviembre de 2018.
21. ↑ 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].   
22. ↑ 1 2 3 5 Serpentis  . Base de datos estelar de Internet .
23. ↑ Kholopov , PN; Samus, N.N.; Kazarovets, EV & Perova, NB ( 1985 ), The 67th Name-List of Variable Stars, Information Bulletin on Variable Stars Vol. 2681: 1   
24. ↑ MQ Serpentis . Sitio web de la AAVSO . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables ( 13 de noviembre de 2011 ). Consultado el 18 de julio de 2014. Archivado desde el original el 23 de mayo de 2014. (indefinido)
25. ↑ Bakos, GA ( mayo de 1983 ), Flare activity in two F-type stars, 5 Ser and ο Aql , Astronomical Journal T. 88: 674–677 , DOI 10.1086/113357   
26. ↑ Scarfe, CD ( agosto de 1985 ), On the Velocity Variability of 5-SERPENTIS and Omicron-Aquilae, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada vol . 79 (595): 180   
27. ↑ Hoffleit, Dorrit ( octubre de 1991 ), MQ Serpentis, A Mystery, The Journal of the American Association of Variable Star Observers vol . 20(2): 239-240   
28. ↑ MQ Serpentis  (inglés)  (enlace no disponible) . Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 2 de octubre de 2019. Archivado desde el original el 4 de marzo de 2016.
29. ↑ Estrellas a 20 años luz de 5 Serpentis:  (inglés) . Base de datos estelar de Internet .

Enlaces

• Imagen 5  Serpientes