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Cefeos beta

Beta Cephei ( β Cephei , abreviado Beta Cep , β Cep ) es un sistema estelar triple de tercera magnitud en la constelación de Cefeo . Según las mediciones de paralaje obtenidas d...

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Beta Cephei ( β Cephei , abreviado Beta Cep , β Cep ) es un sistema estelar triple de tercera magnitud en la constelación de Cefeo . Según las mediciones de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos , se encuentra a aproximadamente 690 años luz de distancia del Sol . Es el prototipo de las estrellas variables Beta Cephei .

Consiste en un par binario (denominado Beta Cephei A) junto con un tercer compañero (B). Los dos componentes del binario se denominan Beta Cephei Aa (oficialmente llamado Alfirk / ˈ æ l f ər k / , el nombre tradicional del sistema) [11] [12] y Ab.

Nomenclatura

β Cephei ( latinizado como Beta Cephei ) es la designación Bayer del sistema . Las designaciones de los dos constituyentes como Beta Cephei A y B , y las de los componentes de A -Beta Cephei Aa y Ab- derivan de la convención utilizada por el Catálogo de Multiplicidad de Washington (WMC) para sistemas estelares múltiples , y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU). [13]

Beta Cephei llevaba el nombre tradicional Alfirk , derivado del árabe الفرقة al-firqah "el rebaño" (de ovejas). Junto con Alpha Cephei (Alderamin) y Eta Cephei (Alkidr), eran Al Kawākib al Firḳ الكوكب الفرق "las estrellas del rebaño" por Ulug Beg . [14] [15] En 2016, la UAI organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [16] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN decidió atribuir nombres propios a estrellas individuales en lugar de a sistemas múltiples completos . [17] Aprobó el nombre Alfirk para el componente Beta Cephei Aa el 21 de agosto de 2016 y ahora está incluido en la Lista de Nombres de Estrellas Aprobados por la UAI. [12]

Visibilidad

Al igual que la estrella Epsilon Draconis en la constelación de Draco , Beta Cephei es visible principalmente en el hemisferio norte , dada su extrema declinación norte de 70 grados y 34 minutos. Sin embargo, es visible para la mayoría de los observadores en todo el mundo llegando tan al sur como ciudades como Harare en Zimbabwe , Santa Cruz de la Sierra en Bolivia u otros asentamientos al norte ± 19° de latitud sur. Es circumpolar en toda Europa , el norte de Asia y las ciudades de América del Norte tan al sur como Guadalajara en el centro oeste de México . Todos los demás lugares alrededor del mundo que tengan una latitud mayor de ± 20° Norte notarán que la estrella siempre es visible en el cielo nocturno. Debido a que Beta Cephei es una débil estrella de tercera magnitud, puede ser difícil de identificar en la mayoría de las ciudades contaminadas lumínicamente , aunque en lugares rurales la estrella debería ser fácilmente observable.

estrella polar

Beta Cephei es una estrella visible situada a 5° de la trayectoria de precesión que traza el polo norte de la Tierra en la esfera celeste . Durante el mismo período, Iota Cephei también estará a 5° de la trayectoria de precesión, en el otro lado, de modo que ambas compiten por ser estrellas polares , un título que actualmente ostenta inequívocamente Polaris .

Propiedades

Una curva de luz para Beta Cephei, trazada a partir de datos TESS [18]

Beta Cephei es una estrella triple que comprende un sistema binario espectroscópico con una compañera óptica de magnitud 8. [19] Su magnitud varía entre +3,16 y +3,27 con un período de 0,19048 días. [2]

Beta Cephei Aa es una estrella subgigante azul con una clasificación estelar de B1 IV. Anteriormente se la ha clasificado con una clase de luminosidad de secuencia principal o gigante . [20] Esta estrella tiene un radio que se ha estimado en 7,2  R ☉ [7] y una masa de 7  M ☉ . Otras fuentes han dado masas mayores del orden de 12  M ☉ . [3] Como la mayoría de las estrellas de clase B de alta masa , Beta Cephei Aa es una estrella relativamente joven con una edad estimada de solo unos pocos millones de años. Como la mayoría de las estrellas gigantes, gira lentamente sobre su eje con una velocidad de rotación de 7 grados/día, una velocidad que le toma aproximadamente 51 días a la estrella hacer una revolución completa.

Beta Cephei Ab es una estrella Be en una órbita de 81 años con una estrella primaria gigante. [6] Se resolvió mediante interferometría de moteado a una distancia de 0,25" en 1972. [21] Con una masa de aproximadamente 5  M ☉ , es probable que sea una estrella de clase B con una clasificación de B6. [6]

B Cephei B es una estrella de secuencia principal A2 de magnitud 7,8 a 13,6" de distancia. [3]

Variabilidad

Beta Cephei pulsa regularmente cada 4 horas y 34 minutos, lo que produce una variación en su brillo visual de 0,11 magnitudes. Es el prototipo de la clase Beta Cephei de estrellas variables, estrellas de secuencia principal calientes y estrellas gigantes que pulsan de forma análoga a las variables Cefeidas , pero con pulsaciones impulsadas por la opacidad del hierro en lugar del helio . [2]

Referencias

  1. ^ abcde van Leeuwen, F. (noviembre de 2007). "Hipparcos, la nueva reducción". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Código Bib : 2007A y A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ abcd Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007–2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 . Código Bibliográfico :2009yCat....102025S.
  3. ^ abcde Nieva, María-Fernanda; Przybilla, Norbert (2014). "Propiedades fundamentales de estrellas individuales cercanas de tipo B tempranas". Astronomía y Astrofísica . 566 : A7. arXiv : 1412.1418 . Bibcode :2014A&A...566A...7N. doi :10.1051/0004-6361/201423373. S2CID  119227033.
  4. ^ ab Mermilliod, J.-C. (1986). "Compilación de datos UBV de Eggen, transformados a UBV (no publicado)". Catálogo de datos UBV de Eggen . SIMBAD . Código Bibliográfico :1986EgUBV.......0M.
  5. ^ Wilson, Ralph Elmer (1953). "Catálogo general de velocidades radiales estelares". Washington . Código Bibliográfico :1953GCRV..C......0W.
  6. ^ abcde Hutter, DJ; Tycner, C.; Zavala, RT; Benson, JA; Hummel, CA; Zirm, H. (2021). "Estudio de estrellas brillantes mediante interferometría óptica. III. Un estudio de multiplicidad de magnitud limitada de estrellas Be clásicas". The Astrophysical Journal Supplement Series . 257 (2): 69. arXiv : 2109.06839 . Código Bibliográfico :2021ApJS..257...69H. doi : 10.3847/1538-4365/ac23cb . S2CID  237503492.
  7. ^ abcd Gordon, Kathryn D.; Gies, Douglas R.; Schaefer, Gail H.; Huber, Daniel; Ireland, Michael (2019). "Tamaños angulares, radios y temperaturas efectivas de estrellas de tipo B a partir de interferometría óptica con el conjunto CHARA". The Astrophysical Journal . 873 (1): 91. Bibcode :2019ApJ...873...91G. doi : 10.3847/1538-4357/ab04b2 . S2CID  125181833.
  8. ^ Shultz, ME; Wade, GA; Rivinius, Th; Alecian, E.; Neiner, C.; Petit, V.; Wisniewski, JP; Colaboración MiMeS; Colaboración BinaMIcS (2019). "Las estrellas magnéticas tempranas de tipo B II: parámetros atmosféricos estelares en la era de Gaia". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 485 (2): 1508. arXiv : 1902.02713 . Código Bibliográfico :2019MNRAS.485.1508S. doi : 10.1093/mnras/stz416 . S2CID  119463660.
  9. ^ Cenarro, AJ; Peletier, RF; Sánchez-Blázquez, P.; Selam, SO; Toloba; et al. (2007). "Biblioteca de espectros empíricos del telescopio Isaac Newton de resolución media – II. Los parámetros atmosféricos estelares". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 374 (2): 664–690. arXiv : astro-ph/0611618 . Bibcode :2007MNRAS.374..664C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x . S2CID  119428437.
  10. ^ Hoffleit (1991). "Catálogo Bright Star". VizieR (quinta edición revisada). Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 26 de diciembre de 2010 .
  11. ^ Kunitzsch, Paul; Smart, Tim (2006). Diccionario de nombres de estrellas modernas: una breve guía de 254 nombres de estrellas y sus derivaciones (2.ª ed. rev.). Cambridge, Massachusetts: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  12. ^ ab "Naming Stars". IAU.org . Consultado el 18 de junio de 2018 .
  13. ^ Hessman, FV; Dhillon, VS; Winget, DE; Schreiber, MR; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). "Sobre la convención de nomenclatura utilizada para sistemas estelares múltiples y planetas extrasolares". arXiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
  14. ^ Allen, RH (1963). Nombres de estrellas: su tradición y significado (edición reimpresa). Nueva York: Dover Publications Inc. p. 157. ISBN 0-486-21079-0. Recuperado el 12 de diciembre de 2010 .
  15. ^ Davis, George R. (1944). "Las pronunciaciones, derivaciones y significados de una lista seleccionada de nombres de estrellas". Astronomía popular . 52 : 8. Bibcode :1944PA.....52....8D.
  16. ^ Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN), Unión Astronómica Internacional , consultado el 22 de mayo de 2016 .
  17. ^ "Informe trienal del Grupo de Trabajo (2015-2018) - Nombres de estrellas" (PDF) . p. 5 . Consultado el 14 de julio de 2018 .
  18. ^ "MAST: Archivo Barbara A. Mikulski para telescopios espaciales". Instituto Científico del Telescopio Espacial . Consultado el 8 de diciembre de 2021 .
  19. ^ Norton, Arthur P. (1973). Atlas estelar de Norton . Gall & Inglis. pág. 118. ISBN 0-85248-900-5. Fijo. A es un binario espectroscópico.
  20. ^ Skiff, BA (2014). "Catálogo de datos en línea VizieR: Catálogo de clasificaciones espectrales estelares (Skiff, 2009–2016)". Catálogo de datos en línea VizieR: B/Mk. Publicado originalmente en: Lowell Observatory (octubre de 2014) . 1 . Código Bibliográfico :2014yCat....1.2023S.
  21. ^ Gezari, DY; Labeyrie, A.; Stachnik, RV (1972). "Interferometría de moteado: mediciones limitadas por difracción de nueve estrellas con el telescopio de 200 PULGADAS". Astrophysical Journal . 173 : L1. Bibcode :1972ApJ...173L...1G. doi : 10.1086/180906 .
  • Estrellas de Jim Kaler, Universidad de Illinois: ALFIRK (Beta Cephei)
  • Estrella variable del mes de invierno de 2005 según AAVSO: las estrellas Beta Cephei y sus parientes
  • Atlas del universo: órbitas estelares múltiples


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