Hispanopedia WikiEpsilon Lupi , latinizado de ε Lup , es un sistema estelar múltiple en la constelación austral de Lupus . Con una magnitud visual aparente de 3,41, Epsilon Lupi se puede ver fácilmente desde el hemisferio sur con cielos suficientemente oscuros . Es la quinta estrella o sistema estelar más brillante de la constelación. [2] Las mediciones de paralaje dan una distancia a este sistema de aproximadamente 510 años luz (160 parsecs ). [1]
Este sistema es lo que los astrónomos denominan un sistema binario espectroscópico de doble línea . Cuando se examina el espectro , se pueden ver las características de las líneas de absorción de ambas estrellas. Como resultado del efecto Doppler , estas líneas se desplazan hacia adelante y hacia atrás en frecuencia a medida que las dos estrellas orbitan una alrededor de la otra. Esto permite deducir algunos de sus elementos orbitales , aunque las estrellas individuales no se han resuelto con un telescopio. El par comparte una órbita elíptica cercana con un período de 4,55970 días. La excentricidad orbital es de 0,277, [3] lo que significa que en la separación en el acercamiento más cercano, o periapsis , es solo el 57% de la distancia en su mayor separación, o apoapsis . [7] Hay un tercer compañero, más distante, con una separación angular de alrededor de 1 segundo de arco que puede estar orbitando el par con un período de aproximadamente 64 años. [3]
El par que comparte la órbita cercana, Epsilon Lupi Aa y Epsilon Lupi Ab, tienen masas estimadas de 13,24 y 11,46 veces la masa del Sol , respectivamente. El componente más distante, Epsilon Lupi B, tiene una masa de aproximadamente 7,64 veces la del Sol. La clasificación estelar combinada del sistema es B2 IV-V, mientras que los componentes individuales pueden tener clases espectrales de B3 IV, B3 V y A5 V, en orden de masa decreciente. El par Aa interior parece tener su velocidad de giro sincronizada con su órbita, de modo que la misma cara de cada estrella siempre está de cara a su pareja. La secundaria, Epsilon Lupi a, muestra una variación regular en la luminosidad del tipo que ocurre con las variables Beta Cephei , con una periodicidad de 10,36 ciclos por día. [3]
Este sistema estelar es un probable miembro de la asociación Escorpio-Centauro , un grupo de estrellas en movimiento que se originaron juntas y comparten una trayectoria similar a través del espacio. [2]
Referencias
- ^ 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
- ^ abcde Gutierrez-Moreno, Adelina; Moreno, Hugo (junio de 1968), "Una investigación fotométrica de la asociación Escorpio-Centauro", Astrophysical Journal Supplement , 15 : 459, Bibcode :1968ApJS...15..459G, doi : 10.1086/190168
- ^ abcdefghijkl Uytterhoeven, K.; et al. (septiembre de 2005), "La órbita de la binaria espectroscópica cercana épsilon Lup y la variabilidad intrínseca de sus componentes tempranos de tipo B", Astronomy and Astrophysics , 440 (1): 249– 260, arXiv : astro-ph/0507376 , Bibcode :2005A&A...440..249U, doi :10.1051/0004-6361:20053009, S2CID 16644667
- ^ Evans, DS (20-24 de junio de 1966). "La revisión del Catálogo general de velocidades radiales". En Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (eds.). Determinación de velocidades radiales y sus aplicaciones, Actas del Simposio n.º 30 de la IAU . Determinación de velocidades radiales y sus aplicaciones . Vol. 30. Universidad de Toronto: Unión Astronómica Internacional . p. 57. Código Bibliográfico :1967IAUS...30...57E.
- ^ 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.
- ^ "gam Sgr - Estrella variable", SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , consultado el 8 de enero de 2012
- ^ La relación entre el periapsis (r p ) y el apoapsis (r a ) viene dada por:
