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Zeta Aurigae

Zeta Aurigae , o ζ Aurigae , es un sistema estelar binario en la constelación septentrional de Auriga . Según las mediciones de paralaje , este sistema se encuentra aproximadame...

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Zeta Aurigae , o ζ Aurigae , es un sistema estelar binario en la constelación septentrional de Auriga . Según las mediciones de paralaje , este sistema se encuentra aproximadamente a 860 años luz (260 parsecs ) de distancia del Sol . [6] Tiene una magnitud visual aparente combinada de 3,75, [2] que es lo suficientemente brillante como para ser vista a simple vista.

Los dos componentes se designan Zeta Aurigae A (oficialmente llamado Saclateni / s æ k l ə ˈ t iː n i / , [12] un antiguo error ortográfico de "Sadatoni") [ cita requerida ] y B.

Nomenclatura

ζ Aurigae ( latinizado como Zeta Aurigae ) es la designación Bayer del sistema . Las designaciones de los dos componentes como ζ Aurigae A y B 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]

El sistema llevaba los nombres tradicionales Haedus I (también Hoedus ) y Sadatoni (raramente Saclateni ). [14] Era uno de los dos haedi ( latín : 'cabritos') de la cabra Capella , el otro era Haedus II, Eta Aurigae . El nombre Sadatoni proviene del árabe الساعد الثاني as-sā c id aθ-θānī "el segundo brazo (del aurigae)". El raro nombre tradicional Azaleh es compartido (en la forma Hassaleh ) con Iota Aurigae . [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 los nombres Saclateni para el componente Zeta Aurigae A y Haedus para Eta Aurigae el 30 de junio de 2017 y ambos están ahora incluidos en la Lista de Nombres de Estrellas aprobados por la UAI. [12]

En chino ,柱( Zhù ), que significa Pilares , se refiere a un asterismo que consta de Zeta Aurigae, Epsilon Aurigae , Eta Aurigae, Upsilon Aurigae , Nu Aurigae , Tau Aurigae , Chi Aurigae y 26 Aurigae . [18] En consecuencia, el nombre chino de Zeta Aurigae es柱二( Zhù èr , inglés: la Segunda Estrella de los Pilares ). [19]

Propiedades

Curva de luz de Zeta Aurigae que muestra el cambio de brillo a medida que termina un eclipse, en tres colores fotométricos . El gráfico insertado muestra los datos de la banda visible con una escala vertical expandida. Adaptado de Bennett et al. (1996) [20]

Zeta Aurigae fue reconocida por primera vez como un sistema binario espectroscópico por William Hammond Wright mientras analizaba placas fotográficas tomadas en el Observatorio Lick entre 1898 y 1908. Esta estrella se encuentra entre las descritas anteriormente por Antonia Maury como poseedoras de un espectro compuesto . [21] La primera órbita fue determinada en 1924 por William Edmund Harper utilizando mediciones tomadas en el Observatorio Dominion , sus elementos orbitales son muy similares a las determinaciones más recientes. Harper también notó que la naturaleza compuesta del espectro había desaparecido en una placa cuando la primaria de tipo K estaba más cerca del Sol, lo que indicaba un posible eclipse . [22] En 1932, la naturaleza binaria eclipsante del sistema fue confirmada por Paul Guthnick , Heribert Schneller e independientemente Josef Hopmann . [23]

El plano orbital de este sistema eclipsante está orientado cerca de la línea de visión desde la Tierra, con una inclinación estimada en 87,0°. [8] Como resultado, se produce un eclipse de una estrella por la otra durante cada órbita, lo que hace que la magnitud neta disminuya a +3,99. El par tiene un período orbital de 972 días (2,66 años) y una excentricidad (ovalidad) de 0,4. [8] El componente principal, A, ha sido categorizado como una estrella gigante brillante o supergigante de tipo K. Su compañero, el componente B, es una estrella de secuencia principal de tipo B con una clasificación estelar B5 V o B7 V. [8] [5] Debido a que el componente B tiene una fotosfera mucho más caliente que el componente A, el componente B produce la mayor parte de la luz ultravioleta del sistema . Esto hace que el cambio de brillo observado durante los eclipses (cuando B está oscurecido) sea mucho mayor en luz ultravioleta que en luz visible.

Referencias

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  2. ^ abcd Kiyokawa, M. (1967), "Observación fotoeléctrica de Zeta Aurigae durante el eclipse de 1963-64", Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón , 19 : 209, Bibcode : 1967PASJ...19..209K.
  3. ^ 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.
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  17. ^ "Informe trienal del Grupo de Trabajo (2015-2018) - Nombres de estrellas" (PDF) . p. 5 . Consultado el 14 de julio de 2018 .
  18. ^ (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 . 
  19. ^ (en chino)香港太空館- 研究資源 - 亮星中英對照表 Archivado el 29 de enero de 2011 en Wayback Machine , Museo Espacial de Hong Kong. Consultado en línea el 23 de noviembre de 2010.
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  21. ^ Campbell, WW (1909). "Once estrellas con velocidades radiales variables". The Astrophysical Journal . 29 : 224–228. Bibcode : 1909ApJ....29..224C . doi : 10.1086/141644 .
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  23. ^ Christie, William H.; Wilson, OC (1935). "ζ Aurigae: la estructura de una atmósfera estelar". The Astrophysical Journal . 81 : 426–460. Bibcode : 1935ApJ....81..426C . doi : 10.1086/143645 .
  • Ley 1612
  • Imagen Zeta Aurigae
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