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Beta columbae

Beta Columbae ( β Columbae , abreviado Beta Col, β Col), oficialmente llamada Wazn /ˈwɒzən / , [ 12 ] es la segunda estrella más brillante de la constelación austral de Columba ...

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Beta Columbae ( β Columbae , abreviado Beta Col, β Col), oficialmente llamada Wazn /ˈwɒzən / , [ 12 ] es la segunda estrella más brillante de la constelación austral de Columba . [10] Tiene una magnitud visual aparente de 3,1, [2] que es lo suficientemente brillante como para ser vista a simple vista incluso desde una ubicación urbana. Las mediciones de paralaje la ubican a una distancia de aproximadamente 87,2 años luz (26,7 parsecs ) del Sol . [1]


Nomenclatura

Beta Columbae es la designación Bayer de la estrella . Tiene el nombre tradicional Wazn (o Wezn ) del árabe وزن "peso". [4] [10] En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [13] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín del WGSN de julio de 2016 [14] incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por el WGSN; que incluía Wazn para esta estrella.

En chino ,子( Zǐ ), que significa Hijo , se refiere a un asterismo que consta de Beta Columbae y Lambda Columbae . [15] En consecuencia, la propia Beta Columbae se conoce como子二( Zǐ èr , inglés: la Segunda Estrella del Son ). [16]

Propiedades

El espectro de Beta Columbae coincide con una clasificación estelar de K1 IIICN+1, [11] donde la clase de luminosidad 'III' indica que se trata de una estrella gigante que ha agotado el suministro de hidrógeno en su núcleo y ha evolucionado lejos de la secuencia principal de estrellas como el Sol. La notación 'CN+1' indica un nivel más alto de lo normal de absorción de cianógeno (CN) en la atmósfera de la estrella. [17] El diámetro angular medido por interferometría de esta estrella, después de corregir el oscurecimiento del limbo , es de 3,99 ± 0,05 mas , [18] que, a su distancia estimada, equivale a un radio físico de aproximadamente 11,5 veces el radio del Sol . [8] A pesar de haberse expandido a este radio, Beta Columbae solo tiene aproximadamente un 10% más de masa que el Sol. [7] La ​​envoltura exterior de esta estrella irradia energía a una temperatura efectiva de 4.545 K, [3] lo que da como resultado un tono naranja [19] típico de una estrella fría de tipo K. [20]

Beta Columbae tiene un movimiento propio elevado a través de la esfera celeste [21] y se mueve a una velocidad inusualmente alta de 100 km s −1 en relación con el Sol . [10] Hace unos 107.200 años, se acercó al sistema Beta Pictoris . La separación estimada de las dos estrellas en ese momento era de alrededor de 1,9 años luz (0,58 pc) y Beta Columbae puede haber perturbado planetesimales periféricos dentro del disco de escombros que rodea a Beta Pictoris. [21]

Referencias

  1. ^ abcdef van Leeuwen, F. (noviembre de 2007), "Validación de la nueva reducción de Hipparcos", Astronomy and Astrophysics , 474 (2): 653– 664, arXiv : 0708.1752 , Bibcode :2007A&A...474..653V, doi :10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600
  2. ^ abcd Gutierrez-Moreno, Adelina; et al. (1966), "Un sistema de patrones fotométricos", Publicaciones del Departamento de Astronomía de la Universidad de Chile , 1 , Publicaciones Universidad de Chile, Departamento de Astronomía: 1– 17, Bibcode :1966PDAUC...1....1G
  3. ^ abcde Gray, RO; et al. (julio de 2006), "Contribuciones al proyecto de estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 dentro de los 40 pc de la muestra del sur", The Astronomical Journal , 132 (1): 161– 170, arXiv : astro-ph/0603770 , Bibcode :2006AJ....132..161G, doi :10.1086/504637, S2CID  119476992
  4. ^ ab HR 2040, entrada de base de datos, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Versión preliminar), D. Hoffleit y WH Warren, Jr., CDS ID V/50. Consultado en línea el 5 de septiembre de 2008.
  5. ^ Wielen, R.; et al. (1999), "Sexto Catálogo de Estrellas Fundamentales (FK6). Parte I. Estrellas fundamentales básicas con soluciones directas", Veroeffentlichungen des Astronomischen Rechen-Instituts Heidelberg , 35 , Veröffentlichungen des Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg: 1, Bibcode :1999VeARI.. 35....1W
  6. ^ Cardini, D. (enero de 2005), "Tasas de pérdida radiativa cromosférica de Mg II en estrellas frías, activas y tranquilas", Astronomy and Astrophysics , 430 : 303– 311, arXiv : astro-ph/0409683 , Bibcode :2005A&A...430..303C, doi :10.1051/0004-6361:20041440, S2CID  12136256.
  7. ^ ab Stello, D.; et al. (2008), "Gigantes K oscilantes con el satélite WIRE: determinación de sus masas asterosísmicas", The Astrophysical Journal Letters , 674 (1): L53 – L56 , arXiv : 0801.2155 , Bibcode :2008ApJ...674L..53S, doi :10.1086/528936, S2CID  15094067
  8. ^ ab Lang, Kenneth R. (2006), Fórmulas astrofísicas, Biblioteca de astronomía y astrofísica, vol. 1 (3.ª ed.), Birkhäuser , ISBN 3-540-29692-1El radio (R * ) viene dado por:
    2 ⋅ R ∗ = ( 10 − 3 ⋅ ( 26,73 ⋅ 3,99 )   Australia 0,0046491   Australia / R ⨀ ≈ 22.9 ⋅ R ⨀ {\displaystyle {\begin{aligned}2\cdot R_{*}&={\frac {(10^{-3}\cdot (26,73\cdot 3,99)\ {\text{AU}}}{0,0046491\ {\text{AU}}/R_{\bigodot }}}\\&\aproximadamente 22,9\cdot R_{\bigodot }\end{aligned}}}
  9. ^ Mallik, Sushma V. (diciembre de 1999), "Abundancia y masa del litio", Astronomía y Astrofísica , 352 : 495– 507, Bibcode :1999A&A...352..495M
  10. ^ abcd Kaler, James B., "Wazn", Stars , Universidad de Illinois , consultado el 4 de enero de 2012
  11. ^ ab NLTT 15724 -- Estrella de alto movimiento propio, entrada de base de datos, SIMBAD . Consultado en línea el 5 de septiembre de 2008.
  12. ^ "Catálogo de nombres de estrellas de la IAU" . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  13. ^ "Grupo de trabajo de la UAI sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  14. ^ "Boletín del Grupo de Trabajo de la UAI sobre Nombres de Estrellas, N.º 1" (PDF) . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  15. ^ (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 . 
  16. ↑ (en chino)香港太空館- 研究資源 - 亮星中英對照表 Archivado el 19 de agosto de 2010 en Wayback Machine , Museo Espacial de Hong Kong. Consultado en línea el 23 de noviembre de 2010.
  17. ^ Keenan, Philip C.; Yorka, Sandra B.; Wilson, Olin C. (julio de 1987), "Reconocimiento y clasificación de gigantes con CN fuerte", Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 99 : 629–636 , Bibcode :1987PASP...99..629K, doi : 10.1086/132025
  18. ^ Richichi, A.; Percheron, I.; Khristoforova, M. (febrero de 2005), "CHARM2: Un catálogo actualizado de mediciones de alta resolución angular", Astronomy and Astrophysics , 431 (2): 773– 777, Bibcode :2005A&A...431..773R, doi : 10.1051/0004-6361:20042039
  19. ^ Kambic, Bojan (2009), Observando las constelaciones con binoculares: más de 250 objetos maravillosos del cielo para ver y explorar, The Patrick Moore Practical Astronomy Series, Springer Science & Business Media , pág. 260, ISBN 978-0387853550.
  20. ^ "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
  21. ^ ab Kalas, Paul; Deltorn, Jean-Marc; Larwood, John (mayo de 2001), "Encuentros estelares con el sistema planetesimal β Pictoris", The Astrophysical Journal , 553 (1): 410– 420, arXiv : astro-ph/0101364 , Bibcode :2001ApJ...553..410K, doi :10.1086/320632, S2CID  10844800
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