Cachorros Zeta

Zeta Puppis ( ζ Puppis , abreviado Zeta Pup , ζ Pup ), formalmente denominada Naos / n aʊ s / , ^[11] es la estrella más brillante de la constelación de Puppis .

La clase espectral de O4 significa que esta es una de las estrellas más calientes y luminosas visibles a simple vista. Es una de las pocas estrellas de clase O del cielo a simple vista , así como una de las más cercanas a la Tierra . ^[12] Es una supergigante azul , una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea . Visualmente es más de 10.000 veces más brillante que el Sol , pero su alta temperatura significa que la mayor parte de su radiación está en el ultravioleta y su luminosidad bolométrica es más de 500.000 veces la del Sol. También es la 72.ª estrella más brillante en términos de magnitud aparente desde la Tierra. Es una estrella fugitiva , lo que significa que tiene una velocidad espacial inusualmente grande , probablemente causada por ser expulsada de un sistema binario cercano cuando su compañera explotó como una supernova.

Zeta Puppis es típica de las estrellas de tipo O por tener un viento estelar extremadamente fuerte , medido a 2.500 km/s, ^[13] que hace que la estrella pierda más de una millonésima parte de su masa cada año, ^[13] o alrededor de 10 millones de veces la que pierde el Sol durante un período de tiempo comparable.

ζ Puppis ( latinizado como Zeta Puppis ) es la designación de Bayer de la estrella .

Su nombre proviene del griego ναύς " barco", y del árabe Suhail Hadar (سُهَيْل حَضَار). En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) ^[14] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN aprobó el nombre Naos para esta estrella el 21 de agosto de 2016 y ahora está incluido como tal en el Catálogo de Nombres de Estrellas de la UAI. ^[11]

El USS Naos (AK-105) fue un buque de carga de clase Crater de la Armada de los Estados Unidos que recibió su nombre de la estrella.

Zeta Puppis ha sido ampliamente estudiada debido a la rareza de estas estrellas masivas y calientes y a su relativa cercanía a la Tierra, pero sus parámetros físicos y su distancia aún son poco conocidos. Sería un paso valioso en la escala de distancias cósmicas , que aclararía la distancia de otras estrellas de alta luminosidad en la Vía Láctea y en las galaxias externas.

El tipo espectral es O4If(n)p. O4 indica una estrella caliente masiva que quema hidrógeno, típicamente 40.000–44.000K. ^{[12] [5] [7]} La ​​"f" indica que el espectro tiene líneas de emisión de helio y nitrógeno ionizados, no poco comunes en estrellas calientes O algo evolucionadas y típicamente identificadas por el perfil compuesto de emisión y absorción de la línea espectral He _{II de 468,6} nm . La "n" (de nebulosa) indica líneas de absorción ensanchadas, causadas por la rápida rotación de la estrella, en este caso más de 220 km/s en el ecuador. La "p" es un indicador espectral general de peculiaridad. Esta combinación de caracteres espectrales es inusual porque se espera que las estrellas calientes evolucionadas giren relativamente lentamente después de frenarse por un fuerte viento estelar, y solo se conocen 8 estrellas de este tipo en la Vía Láctea. ^[15] El tipo espectral complica la determinación de los parámetros físicos, ya que las líneas indicadoras de luminosidad espectral estándar son peculiares y este tipo de estrella no se puede modelar por completo. El aumento de helio y nitrógeno y la menor gravedad superficial indican cierto grado de evolución alejándose de la secuencia principal de edad cero y Zeta Puppis está clasificada como una supergigante. ^[5]

El brillo de Zeta Puppis varía ligeramente pero de manera regular. Su magnitud aparente varía entre un pico de 2,24 y un mínimo de 2,26 a lo largo de 1,78 días. ^[2] Se pensaba que las variaciones se debían a las pulsaciones de una variable α Cygni , ^[17] pero son demasiado predecibles y regulares. Ahora se piensa que la curva de luz similar a un eclipse se debe a la rotación de la estrella, que tiene grandes rasgos irregulares en la base de su denso viento estelar . ^{[2] [16]}

También muestra variaciones en los perfiles de líneas espectrales de H _α y la luminosidad de rayos X en escalas de tiempo inferiores a un día. ^{[18] [19]}

La distancia de Zeta Puppis es controvertida, y lo más común es considerarla como332 ± 11 pc basado en su paralaje Hipparcos, o460 ± 40 pc en función de sus propiedades físicas esperadas. Su asociación con objetos como la nebulosa Gum y γ ² Velorum también se utiliza como método para establecer su distancia. ^{[6] [16]}

Las propiedades físicas de la estrella dependen en gran medida de su distancia, siendo su luminosidad bolométrica de 813.000  L _☉ en460 pc y solo unos 450.000  L _☉ en332 pc . Su velocidad de rotación y su período limitan las posibles distancias e inclinación de la estrella. Durante mucho tiempo se consideró que el período de rotación era de poco más de cinco días, siendo el período de ciertas variaciones observadas en su espectro. Sin embargo, ahora se piensa que las variaciones de brillo menos obvias con un período de 1,78 días son causadas por áreas brillantes en la superficie de la estrella a medida que gira. Con la velocidad de rotación ecuatorial proyectada de219 km/s , esto significa que la estrella está girando a una velocidad cercana a la de su ruptura y que el ecuador debe estar inclinado menos de unos 33° respecto a nosotros. ^{[6] [16]}

Se ha medido interferométricamente que el tamaño angular de Zeta Puppis es de 0,41 mas, ^[20] y fotométricamente es de 0,38 mas. ^[21]

En 1896, Williamina Fleming observó misteriosas líneas espectrales de Zeta Puppis, que se ajustaban a la fórmula de Rydberg si se utilizaban semienteros en lugar de enteros. Más tarde se descubrió que se debían al helio ionizado . ^[22]

Las primeras sugerencias sobre el lugar de nacimiento de Zeta Puppis fueron la asociación estelar Vela R2, muy joven, de alrededor del 800%, y la asociación Vela OB2, de alrededor del 450% ^[23] . Ninguno de estos orígenes es satisfactorio. Una distancia del 800% requiere una luminosidad anormalmente alta, mientras que la asociación Vela OB2 es mucho más antigua que Zeta Puppis y la velocidad espacial no conduce de nuevo a ese cúmulo.

Muchos modelos físicos y las mediciones de paralaje originales de Hipparcos condujeron a un valor de distancia de alrededor de 450pc, pero la reducción revisada de Hipparcos dio una distancia mucho menor, cercana a 333pc. Un estudio dinámico reciente apunta a que Zeta Puppis se originó en la asociación Trumpler 10 OB alrededor de 300pc, pero este también es un cúmulo mucho más antiguo y los modelos físicos aún conducen a una distancia de 450-600pc. ^[12]

Zeta Puppis muestra una alta velocidad espacial y una tasa de rotación muy alta, y se ha especulado que es una estrella fugitiva resultante de una supernova en un sistema binario, posiblemente el progenitor de la Nebulosa de Gum . ^[24] Los modelos de sistemas binarios son capaces de reproducir las propiedades de Zeta Puppis tras la transferencia de masa de una estrella compañera que luego explotó como una supernova. Esto puede explicar las propiedades observadas que son incompatibles con la evolución de una estrella única. ^{[6] [16]}