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Mu Pegaso

Mu Pegasi o μ Pegasi , formalmente llamada Sadalbari ( / ˌsædəlˈbɛəri / ) , [ 10] es una estrella en la constelación septentrional de Pegaso . La magnitud visual aparente de est...

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Mu Pegasi o μ Pegasi , formalmente llamada Sadalbari ( / ˌsædəlˈbɛəri / ) , [ 10] es una estrella en la constelación septentrional de Pegaso . La magnitud visual aparente de esta estrella es 3,5, [ 2] lo que la hace lo suficientemente brillante como para ser vista a simple vista incluso en una noche iluminada por la luna. Según las mediciones de paralaje tomadas por la sonda espacial Gaia , se encuentra aproximadamente a 113 años luz (35 parsecs ) del Sol . [1]

Nomenclatura

μ Pegasi ( latinizado como Mu Pegasi ) es la designación Bayer de la estrella .

Su nombre tradicional es Sadalbari , que deriva del árabe سعد بارع saʿd al-bāriʿ , la «estrella auspiciosa del espléndido». [11] En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [12] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN aprobó el nombre Sadalbari para esta estrella el 21 de agosto de 2016 y ahora está incluida en la Lista de Nombres de Estrellas aprobados por la UAI. [10]

En chino ,離宮( Lì Gōng ), que significa Palacio de Descanso , se refiere a un asterismo que consta de Mu Pegasi, Lambda Pegasi , Omicron Pegasi , Eta Pegasi , Tau Pegasi y Nu Pegasi . [13] En consecuencia, el nombre chino de Mu Pegasi es離宮二( Lì Gōngèr , "la Segunda Estrella del Palacio de Descanso"). [14]

Propiedades

El espectro de esta estrella coincide con una clasificación estelar de G8 III. [3] La clase de luminosidad de 'III' significa que ha agotado el combustible de hidrógeno en su núcleo y ha evolucionado hasta convertirse en una estrella gigante . Tiene 520 millones de años y es 2,6 veces más masiva que el Sol , [6] pero se ha expandido hasta alcanzar nueve veces el radio del Sol . [7] La ​​temperatura efectiva de la atmósfera exterior es de unos 4.961 K, [8] que es más fría que el Sol y le da el tono amarillo de una estrella de tipo G. [15] [16] La abundancia de elementos distintos del hidrógeno y el helio, lo que los astrónomos denominan metalicidad , es un poco menor que la abundancia en el Sol. [8]

Referencias

  1. ^ abcde Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Resumen del contenido y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
  2. ^ abcd Jennens, PA; Helfer, HL (septiembre de 1975), "Una nueva calibración fotométrica de abundancia de metales y luminosidad para gigantes de campo G y K.", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 172 (3): 667–679, Bibcode :1975MNRAS.172..667J, doi : 10.1093/mnras/172.3.667
  3. ^ ab Frasca, A.; et al. (diciembre de 2009), "Monitoreo fotométrico óptico y en infrarrojo cercano de estrellas de presecuencia principal en Orión. Períodos de rotación y parámetros de manchas estelares", Astronomy and Astrophysics , 508 (3): 1313–1330, arXiv : 0911.0760 , Bibcode :2009A&A...508.1313F, doi :10.1051/0004-6361/200913327, S2CID  118361131
  4. ^ Famaey, B.; et al. (enero de 2005), "Cinemática local de gigantes K y M a partir de datos de CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2. Revisitando el concepto de supercúmulos", Astronomy and Astrophysics , 430 (1): 165–186, arXiv : astro-ph/0409579 , Bibcode :2005A&A...430..165F, doi :10.1051/0004-6361:20041272, S2CID  17804304
  5. ^ Mishenina, TV; et al. (septiembre de 2006), "Abundancias elementales en la atmósfera de gigantes en cúmulos", Astronomy and Astrophysics , 456 (3): 1109–1120, arXiv : astro-ph/0605615 , Bibcode :2006A&A...456.1109M, doi :10.1051/0004-6361:20065141, S2CID  18764566
  6. ^ abcd Jofré, E.; Petrucci, R.; Saffe, C.; Saker, L.; Artur de la Villarmois, E.; Chavero, C.; Gómez, M.; Mauás, PJD (1 de febrero de 2015). "Parámetros estelares y abundancias químicas de 223 estrellas evolucionadas con y sin planetas". Astronomía y Astrofísica . 574 : A50. arXiv : 1410.6422 . Código Bib : 2015A&A...574A..50J. doi :10.1051/0004-6361/201424474. ISSN  0004-6361. S2CID  53666931.Entrada de la base de datos de Mu Pegasi en VizieR .
  7. ^ ab Baines, Ellyn K.; Thomas Armstrong, J.; Clark, James H.; Gorney, Jim; Hutter, Donald J.; Jorgensen, Anders M.; Kyte, Casey; Mozurkewich, David; Nisley, Ishara; Sanborn, Jason; Schmitt, Henrique R.; Van Belle, Gerard T. (2021), "Diámetros angulares y parámetros fundamentales de cuarenta y cuatro estrellas del interferómetro óptico de precisión de la Armada", The Astronomical Journal , 162 (5): 198, arXiv : 2211.09030 , Bibcode :2021AJ....162..198B, doi : 10.3847/1538-3881/ac2431
  8. ^ abcdefSoubiran, C.; Creevey, OL; Lagarde, N.; Brouillet, N.; Jofré, P.; Casamiquela, L.; Heiter, U.; Aguilera-Gómez, C.; Vitali, S.; Worley, C.; de Brito Silva, D. (1 de febrero de 2024), "Estrellas de referencia Gaia FGK: Teff fundamental y log g de la tercera versión", Astronomía y Astrofísica , 682 : A145, Bibcode : 2024A&A...682A.145S, doi :10.1051/0004-6361/202347136, ISSN  0004-6361Entrada de la base de datos de Mu Pegasi en VizieR .
  9. ^ "48 Peg - Estrella de alto movimiento propio", SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , consultado el 28 de enero de 2012
  10. ^ ab "Naming Stars". IAU.org . Consultado el 16 de diciembre de 2017 .
  11. ^ Allen, Richard Hinckley (1963) [1899]. Nombres de estrellas: su tradición y significado ( edición revisada ). Nueva York , NY : Dover Publications Inc., págs. 328-29. ISBN 0-486-21079-0.
  12. ^ Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN), Unión Astronómica Internacional , consultado el 22 de mayo de 2016 .
  13. ^ (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 . 
  14. ↑ (en chino)香港太空館- 研究資源 - 亮星中英對照表 Archivado el 25 de octubre de 2008 en Wayback Machine , Museo Espacial de Hong Kong. Consultado en línea el 23 de noviembre de 2010.
  15. ^ "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
  16. ^ Kaler, James B., "SADALBARI (Lambda y Mu Pegasi)", Estrellas , Universidad de Illinois , consultado el 28 de enero de 2012
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