Hispanopedia Wiki
Articulo de referencia

Beta canino menor

Beta Canis Minoris ( β Canis Minoris , abreviado Beta CMi , β CMi ), también llamada Gomeisa / ɡ ɒ ˈ m aɪ z ə / , [12] [13] es una estrella en la constelación de Canis Minor . E...

Hispanopedia WikiContenido en espanolLectura gratuita

Beta Canis Minoris ( β Canis Minoris , abreviado Beta CMi , β CMi ), también llamada Gomeisa / ɡ ɒ ˈ m aɪ z ə / , [12] [13] es una estrella en la constelación de Canis Minor . En el cielo nocturno es notable por su proximidad a la estrella prominente Procyon .

Nomenclatura

β Canis Minoris ( latinizado a Beta Canis Minoris ) es la designación de Bayer de la estrella .

El nombre tradicional Gomeisa proviene del árabe al-ghumaisa' ("la (mujer) de ojos legañosos"), [14] abreviatura de مرزم الغميصاء mirzam al-ghumaisa' ("cinturón de la de ojos legañosos"). En árabe, la forma corta sería idéntica al nombre de Procyon . En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [15] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín del WGSN de julio de 2016 [16] incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por el WGSN; que incluía Gomeisa para esta estrella.

En chino ,南河( Nán Hé ), que significa Río Sur , se refiere a un asterismo que consta de β Canis Minoris, Procyon y Epsilon Canis Minoris . [17] En consecuencia, el propio β Canis Minoris se conoce como南河二( Nán Hé èr , inglés: la segunda estrella de South River ). [18]

Propiedades

Según las mediciones de paralaje , la distancia a esta estrella es de aproximadamente 160 ± 10 años  luz (49,1 ± 3,1  pc ). Tiene una magnitud visual aparente de 2,89, [4] lo que la hace fácilmente visible a simple vista. Beta Canis Minoris tiene aproximadamente 3,5 veces la masa del Sol y está rotando rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de 210 km s −1 , [9] lo que da un límite inferior a la velocidad de rotación azimutal a lo largo del ecuador de la estrella. La tasa de rotación real puede ser de aproximadamente una vez al día. [14]

La clasificación estelar de esta estrella es B8 Ve. [3] Una estrella de clase de luminosidad V pertenece a la secuencia principal , lo que significa que genera energía a través de la fusión termonuclear de hidrógeno en su núcleo. La estrella irradia esta energía desde su envoltura exterior a una temperatura efectiva de12.050  K , [3] lo que le da un tono blanco azulado típico de las estrellas de tipo B. [19] Una clasificación 'e' indica que el espectro contiene líneas de emisión , lo que significa que se trata de una estrella Be que está rodeada por un disco circunestelar delgado hecho de material gaseoso expulsado de la estrella. Este disco gaseoso caliente tiene aproximadamente tres veces el radio de la estrella. [3]

Variabilidad

Curva de luz óptica de banda ancha para Beta Canis Minoris, adaptada de Saio et al. (2007) [3]

Desde hace tiempo se ha sospechado que β Canis Minoris es variable [20] y en 1977 se clasificó como variable γ Cassiopeiae en el Catálogo General de Estrellas Variables . Varios estudios no han encontrado variación alguna [21] . Si bien muestra poca variación en brillo, sí muestra cambios en la emisión de hidrógeno proveniente del disco gaseoso, pero incluso estos son menos pronunciados que en muchas otras estrellas Be [22] .

El examen con el telescopio espacial canadiense MOST revela cambios en el brillo de β Canis Minoris en el nivel de magnitud milimétrica. Esta variación tiene un patrón cíclico formado por múltiples frecuencias superpuestas , siendo las frecuencias dominantes 3,257 y 3,282 ciclos por día. Como tal, pertenece a una clase llamada estrellas de tipo B de pulsación lenta (SPB). Las estrellas Be que muestran este tipo de pulsación se han denominado estrellas SPBe. [3]

Posible compañero

Es probable que Beta Canis Minoris sea un sistema binario cercano con una órbita excéntrica de 170 días. La compañera tendría alrededor del 42% de la masa del Sol. Se desconoce la naturaleza de la compañera, pero se especula que podría ser una estrella O subenana que quedó después de las interacciones binarias que dieron origen a la primaria Be. Si se confirma, esto la convertiría en miembro de los muy raros sistemas tipo Be+sdO de Phi Persei . [22]

Referencias

  1. ^ ab van Leeuwen, F. (noviembre de 2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653– 664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode :2007A&A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ ab 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. ^ abcdefghi Saio, H.; et al. (Enero de 2007), "MOST detecta modos g en la estrella Be de tipo tardío β Canis Minoris (B8 Ve)", The Astrophysical Journal , 654 (1): 544– 550, arXiv : astro-ph/0609460 , Bibcode : 2007ApJ...654..544S, doi :10.1086/509315, S2CID  118836002
  4. ^ abc Johnson, HL; et al. (1966), "Fotometría UBVRIJKL de las estrellas brillantes", Communications of the Lunar and Planetary Laboratory , 4 (99): 99, Bibcode :1966CoLPL...4...99J
  5. ^ Wilson, Ralph Elmer (1953). "Catálogo general de velocidades radiales estelares". Carnegie Institute Washington DC Publication . Washington: Carnegie Institution of Washington . Bibcode :1953GCRV..C......0W.
  6. ^ abc Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  7. ^ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: Una compilación extendida de hipparcos", Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode :2012AstL...38..331A, doi :10.1134/S1063773712050015, S2CID  119257644.
  8. ^ abc Meilland, A.; Stee, Ph.; Chesneau, O.; Jones, C. (octubre de 2009), "Observaciones VLTI/MIDI de 7 estrellas Be clásicas", Astronomy and Astrophysics , 505 (2): 687– 693, arXiv : 0908.1239 , Bibcode :2009A&A...505..687M, doi :10.1051/0004-6361/200911960, S2CID  12694072
  9. ^ ab Abt, Helmut A.; Levato, Hugo; Grosso, Monica (julio de 2002), "Velocidades rotacionales de estrellas B", The Astrophysical Journal , 573 (1): 359– 365, Bibcode :2002ApJ...573..359A, doi : 10.1086/340590
  10. ^ Janson, Markus; et al. (agosto de 2011), "Búsqueda de planetas y enanas marrones alrededor de las estrellas más masivas en el vecindario solar mediante imágenes de alto contraste", The Astrophysical Journal , 736 (2): 89, arXiv : 1105.2577 , Bibcode :2011ApJ...736...89J, doi :10.1088/0004-637X/736/2/89, S2CID  119217803
  11. ^ "bet CMi - Be Star", SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , consultado el 9 de enero de 2012
  12. ^ 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.
  13. ^ "Catálogo de nombres de estrellas de la IAU" . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  14. ^ ab Kaler, James B., "GOMEISA (Beta Canis Minoris)", Stars , Universidad de Illinois , consultado el 9 de enero de 2012
  15. ^ "Grupo de trabajo de la UAI sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  16. ^ "Boletín del Grupo de Trabajo de la UAI sobre Nombres de Estrellas, N.º 1" (PDF) . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  17. ^ (en chino) 中國星座神話, escrito por 陳久金. Publicado por 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 . 
  18. ↑ (en chino)香港太空館- 研究資源 - 亮星中英對照表 Archivado el 30 de enero de 2011 en Wayback Machine , Museo Espacial de Hong Kong. Consultado en línea el 23 de noviembre de 2010.
  19. ^ "El color de las estrellas", Australia Telescope, Outreach and Education , Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation , 21 de diciembre de 2004, archivado desde el original el 18 de marzo de 2012 , consultado el 16 de enero de 2012
  20. ^ Smart, WM (1936). "Sobre una variación sospechosa en la luz de β Canis Minoris". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 96 (3): 258– 262. Bibcode :1936MNRAS..96..258S. doi : 10.1093/mnras/96.3.258 .
  21. ^ Bozic, H.; Muminovic, M.; Pavlovski, K.; Stupar, M.; Harmanec, P.; Horn, J.; Koubsky, P. (1982). "No se observó variabilidad rápida para las estrellas Be HD 58050 y β CMi". Boletín informativo sobre estrellas variables . 2123 : 1. Código Bibliográfico :1982IBVS.2123....1B.
  22. ^ ab Dulaney, Nicholas A.; Richardson, Noel D.; Gerhartz, Cody J.; Bjorkman, JE; Bjorkman, KS ; Carciofi, Alex C.; Klement, Robert; Wang, Luqian; Morrison, Nancy D.; Bratcher, Allison D.; Greco, Jennifer J.; Hardegree-Ullman, Kevin K.; Lembryk, Ludwik; Oswald, Wayne L.; Trucks, Jesica L. (2017). "Una órbita espectroscópica para la estrella Be de tipo tardío β CMi". The Astrophysical Journal . 836 (1): 112. arXiv : 1701.05201 . Código Bibliográfico :2017ApJ...836..112D. doi : 10.3847/1538-4357/836/1/112 . S2CID  119370197.
Obtenido de "https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Beta_Canis_Minoris&oldid=1253561068"