Mu cygnus

Mu Cygnus (μ Cygni, Mu Cygni, μ Cygni , abreviado Mu Cyg, μ Cyg ) es una estrella doble [11] en la constelación norteña Cygnus , ubicada directamente en la frontera con la constelación Pegasus , 3.1° al norte de Kappa Pegasus . Mu Cygnus tiene una magnitud aparente de +4,49 m [2] y, según la escala de Bortle , es visible a simple vista incluso en el cielo de la ciudad . 

A partir de las mediciones de paralaje obtenidas durante la misión Gaia [1] , se sabe que la estrella está a unos 72,1 ly  de distancia . años ( 22,1  pc ) de la Tierra . La estrella se observa al norte de 62°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 para la observación es agosto [12] .

La velocidad espacial promedio del Mu Cygnus tiene componentes (U, V, W)=(−5.24, 3.29, −42.5) [13] , lo que significa que U= −5.24  km/s (se aleja del centro galáctico ), V = 3,29  km/s (moviéndose en la dirección de rotación galáctica) y W= −42,5  km/s (moviéndose en la dirección del polo sur galáctico ). Mu Cygnus no se mueve muy rápido en relación con el Sol : su velocidad heliocéntrica radial es casi igual a 18  km/s [12] , que es 2 veces la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y también significa que la estrella se está alejando del Sol . En el cielo, la estrella se mueve hacia el sureste [14] .

Nombre de la estrella

Mu Cygni ( latinizado Mu Cygni ) es la designación de Bayer para  la estrella en 1603 [14] . Aunque la estrella tiene la designación μ ( Mu  es la 12ª letra del alfabeto griego ), la estrella en sí es la 26ª más brillante de la constelación . 78 Cygnus ( variante latinizada de Lat. 78 Cygni ) es la designación de Flamsteed [14] .  

Las designaciones de los componentes restantes como Mu Cygnus AB, AC, AD, AF, AG, BD, DE y DG se derivan de la convención utilizada por el Washington Visual Double Star Catalog (WDS) para sistemas estelares y adoptada por la Unión Astronómica Internacional. (UAI) [15] .

Propiedades de una estrella doble

Mu Cygnus es un par de estrellas ancho: se puede ver a través de un telescopio que se trata de dos estrellas, cuyo brillo es de + 4,75 m y + 6,18 m [4] . Ambas estrellas están separadas entre sí por una distancia angular de 5,32  " [6] [16] , que corresponde al semieje mayor de la órbita entre las compañeras de al menos 118  UA y un período orbital de al menos 789  años [ 17] (A modo de comparación, el radio orbital de Plutón es de 39,5  AU y el período orbital es de 247,9  años , es decir, Mu Cygnus B está 3 veces más lejos). La órbita tiene una excentricidad bastante grande , que es igual a 0,66 [6 ] . , en el proceso de rotación una alrededor de la otra, las estrellas se aproximan a una distancia de 40,12  AU y luego se alejan a una distancia de 195,88  AU La inclinación en el sistema no es muy grande y es de 75,5 ° [6] , como se ve desde la Tierra ... La época del periastro , es decir, el año en que las estrellas se acercaron a una distancia mínima - 1958 .

Si miramos de Mu Cygnus A a Mu Cygnus B, entonces veremos una estrella amarilla que brilla con un brillo de -19,13 ma -15,65 m , es decir, con un brillo de 360 ​​a 14,64 Lunas en luna llena dependiendo de la posición de la estrella en su órbita. Además , el tamaño angular de la estrella (en promedio) será de -0,0049° [b] (en promedio), es decir , 102 veces más pequeño que nuestro Sol. Por otro lado, si miramos desde la dirección de Mu Cygnus B hacia Mu Cygnus A, entonces veremos una estrella blanca-amarilla que brilla con un brillo de −20,56 ma −17,09 m , es decir, con un brillo de 1345 a 54 .66 lunas llenas ._ Además , el tamaño angular de la estrella (en promedio) será de -0,0085° [b] , es decir , 59 veces más pequeña que nuestro Sol. Los parámetros más precisos de las estrellas se dan en la tabla:

	En el periastro ( 39,5  UA )					En apoaster ( 195 9  a.u. )
	metro	L	%	D″ [b]	%	metro	L	%	D″ [b]	%
A→B	-19.13	360	0,09%	52.5	3%	-15.65	14.64	0.00366%	10.6	0,59%
B→A	-20.56	1345	0,34%	100.5	5,1%	-17.09	54.66	0.01%	18.4	1,0%
m es la magnitud estelar aparente ; L  es la luminosidad, expresada en las luminosidades de la Luna en luna llena ; %  - luminosidad, expresada como porcentaje de la luminosidad del Sol ; D″ es el diámetro angular de la estrella expresado en segundos de arco (el radio angular del Sol  es 3600″); %  es el diámetro de la estrella expresado como porcentaje del diámetro del Sol ;

La edad del sistema Mu Cygnus se estima de manera muy vaga: por un lado, para la estrella Mu Cygnus A, la edad se indica como 3460  millones [5] , por otro lado, para la estrella Mu Cygnus B, la edad es indicado como 7,11  mil millones [5] . Sin embargo, sabiendo que la edad de un par de estrellas debería ser la misma, y ​​sabiendo también que las estrellas con una masa de 1,31  [5] viven en la secuencia principal de unos 4.700  millones de años , la primera edad parece ser más correcta. Por lo tanto, a la estrella Mu Cygnus A le queda muy poco tiempo (~ 1.000  millones de años ) antes de que abandone la fusión nuclear en su núcleo y se convierta primero en una subgigante , luego se convierta en una gigante roja y luego se desprenda de sus capas externas en forma de una nebulosas planetarias se convertirán en enanas blancas .

Mu Cygnus presenta una ligera variabilidad: durante las observaciones, el brillo de la estrella cambia en varias centésimas de magnitud, pero sin ninguna periodicidad, tampoco se establece el tipo de la variable [18] , aunque lo más probable es que sea una estrella variable tipo Delta Scuti . Las estrellas de esta clase son representantes del disco galáctico (componente plano) y son fenomenológicamente cercanas a las variables SX Phoenix [19] .

Propiedades del Componente A

Mu Cygnus A es una enana de tipo espectral F6V [4] [c] , lo que indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella todavía 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 6354  K [5] , lo que le da el color amarillo-blanco característico de una estrella de tipo espectral F.

La masa de una estrella es la típica de una enana y es de 1,31  [5] , pero es grande para su tipo espectral F6, para el que las masas son más características en un 10% menos. Debido a la pequeña distancia a la estrella, su radio se puede medir directamente, y el primer intento de este tipo se realizó en 1922 . El tamaño angular de la estrella se estimó entonces en 1,2  mas , lo que significa que a esa distancia su radio absoluto es 1,1  [20] , que, como sabemos hoy, era 1,7 veces menor que el diámetro real. El segundo intento se hizo en 1969 : entonces el tamaño angular de la estrella se estimó en 0,66  mas , lo que significa que su radio absoluto se estimó nuevamente en 1,1  [21] . Ahora sabemos que el radio de una estrella es 1,88  [8] , que es muy grande para una estrella de su clase espectral , para la cual los radios de las estrellas son dos tercios menores que eso. La luminosidad de la estrella también es alta para una enana y es de 6,0  [5] , sin embargo, tanto el radio como la luminosidad son bastante normales para una estrella inducida desde la etapa de transición a subgigante . 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 2,45 UA  . es decir , aproximadamente en el cinturón de asteroides , y más concretamente hasta donde se encuentra el asteroide Parthenope . Además, desde tal distancia, Mu Cygnus A parecería un 18% más pequeño que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,41 ° [b] ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °).

La estrella tiene una gravedad superficial de 3,93  CGS [5] o 85,1 m/s 2 , es decir, casi tres veces menor que la del Sol ( 274,0 m/s 2 ), lo que, aparentemente, puede explicarse por la gran superficie de la estrella, pasando a la etapa subgigante . Las estrellas con planetas tienden a tener más metalicidad que el Sol, pero Mu Cygnus A tiene un valor de metalicidad de casi la mitad que el del Sol : su contenido de hierro en relación con el hidrógeno es del 69,2% [5] , lo que sugiere que la estrella provino de otras regiones de la Galaxia , donde había menos metal, y nació en una nube molecular debido a una población estelar menos densa y menos supernovas . La velocidad de rotación de Mu Cygnus A es casi seis veces la del sol y es igual a 11,6  km/s [5] , lo que da un período de rotación de la estrella de 8,4 días.

Propiedades del Componente B

Mu Cygnus B es una enana amarilla del tipo espectral solar G2V [4] , lo que indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella todavía 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 unos 5998  K [5] , lo que le confiere el color amarillo característico de una estrella de tipo espectral G. La masa de la estrella es típica para una estrella de tipo espectral G2 y es igual a 0,99  [5] .

Debido a la pequeña distancia a la estrella, su radio se puede medir directamente, y tal intento se hizo en 1973 . Su radio absoluto se estimó en 1,0  [21] , que es típico de las enanas amarillas de tipo espectral G2, pero al mismo tiempo, un 10% menor que el de Mu Cygnus B. La luminosidad de la estrella también resultó ser demasiado alta. para estrellas de tipo espectral G2, es igual a 1,4  [5] . 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 1,18  UA. , es decir, alrededor de un 18% más lejos de lo que se encuentra la Tierra en el sistema solar . Además, desde tal distancia, Mu Cygnus B se vería casi como nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,49 ° ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °) [b] .

La estrella tiene una gravedad superficial de 4,33  CGS [5] o 213,8 ​​m/s 2 , es decir, casi una cuarta parte menos que en el Sol ( 274,0 m/s 2 ). Las estrellas con planetas tienden a tener más metalicidad que el Sol, pero Mu Cygnus B tiene un valor de metalicidad de casi la mitad que el del Sol : su contenido de hierro en relación con el hidrógeno es del 57,5% [5] . La velocidad de rotación de Mu Cygnus A es tres veces mayor que la solar y es igual a 6,4  km/s [5] , lo que da un período de rotación de la estrella de 8,8 días.

Asumiendo que la evolución de la vida a base de carbono es universal y asumiendo que se aplican las mismas leyes en el espacio que en la Tierra , podemos decir que en un planeta similar a la Tierra , Mu Cygnus B se encuentra en la etapa Proterozoica , y más específicamente en la etapa neoproterozoica . etapas _ Ya existen en el planeta organismos pluricelulares que forman una especie de caparazón duro o esqueleto , y también se han comenzado a formar hongos . Sin embargo, aún no se han descubierto planetas alrededor de la estrella.

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

En 1823, V. Ya. Struve , descubrió que Mu Cygnus es al menos una estrella cuádruple , es decir, descubrió las componentes AB, AD y BD y las estrellas fueron incluidas en los catálogos como STF2822 [d] . Sin embargo, la estrella ha sido observada desde 1777 por W. Herschel , y él es el descubridor de la dualidad de la estrella [17] . Luego en 1878 se determinó que la estrella es quíntuple , es decir se descubrió la componente AC. En 1907, el astrónomo inglés T. Espin determinó que la propia componente D es una estrella binaria espectral , es decir, se descubrió la componente DE y las estrellas se incluyeron en los catálogos como ES 521 [e] . En 1999, se descubrieron alrededor de la estrella 3 componentes más AF, AG y DG. Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [19] [22] :

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella Mu Cygnus tiene una compañera (componente AB), una estrella de magnitud 6, ubicada a una distancia angular muy pequeña , que ha cambiado, moviéndose en una órbita elíptica . durante los últimos casi 250 años y definitivamente es un verdadero compañero.

Cerca hay una estrella de magnitud 13 (componente AC), ubicada a una distancia angular de 76,6  segundos de arco , cuyo número de catálogo es conocido: UCAC3 238-289775 [23] . La estrella tiene paralaje conocido y, a juzgar por ello, la estrella está a una distancia de unos 3200  sv. años y, en consecuencia, no está incluida en el sistema Mu Cygnus, ya que es solo una estrella de fondo que se encuentra en la línea de visión. También cerca hay una estrella de séptima magnitud (componente AD), ubicada a una distancia angular de 196,9  segundos de arco , en sí misma una estrella binaria espectral , que también tiene un número de catálogo conocido: HD 206874 [24] . La estrella tiene paralaje conocido y, a juzgar por ello, la estrella está a una distancia de unos 270  sv. años , y en consecuencia, tampoco está incluido en el sistema Mu Cygnus, siendo solo una estrella de fondo que se encuentra en la línea de visión.

A juzgar por el espectro de la estrella e, hay dos componentes más (componentes AF y AG) de una estrella de magnitud 13 y 14 ubicadas a una distancia angular de 111,5  segundos de arco y 168,1  segundos de arco , respectivamente. Si estos datos son correctos, entonces el propio sistema Mu Cygnus será al menos una estrella cuádruple , y los componentes mismos deberían ser, a juzgar por sus luminosidades, enanas rojas .

Aproximadamente lo mismo puede decirse de las componentes DE y DG de las estrellas de magnitud 13 y 14, ubicadas a una distancia angular de 17,5  segundos de arco y 89,6  segundos de arco de la estrella principal, respectivamente. El componente DE tiene un número de catálogo conocido: UCAC3 238-289844 [25] , así como un paralaje conocido y, a juzgar por él, la estrella está a una distancia de aproximadamente 2700  al . años , y en consecuencia, tampoco está incluido en el sistema Mu Cygnus, siendo solo una estrella de fondo que se encuentra en la línea de visión. Sin embargo, un par de DE puede ser un verdadero par de estrellas. Las estrellas están separadas por al menos 1000  UA . y dado que una enana de tipo espectral A5 tiene una masa de aproximadamente 1,7  , les tomará al menos 24.000  años dar una vuelta alrededor de la otra [17] Además, la componente DG puede ser una estrella binaria espectral , y la componente G debería ser, a juzgar por la luminosidad, una enana roja .

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [26] de la estrella Mu Cygnus (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 20 años luz , hay 12 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. ↑ 1 2 3 4 5 6 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, expresada en a. mi.
3. ↑ En el siglo XX, Mu Cygnus se clasificó como F4V [13] , lo que indica que la estrella se clasificó como algo más caliente.
4. ↑ STF - enlace al catálogo de V. Ya. Struve , 2822 - número de entrada en su catálogo
5. ↑ ES - enlace al catálogo de T. Espina , 521 - número de entrada en su catálogo

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Enlaces

• Imagen de Mu  Cygnus