domingo, 24 de noviembre de 2013
sábado, 23 de noviembre de 2013
GALAXIA ESPIRAL BARRADA M95
Messier 95 (también conocido como M95 o NGC 3351) es una galaxia espiral barrada a unos 38 millones de años luz[cita requerida]en la constelación Leo. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1781 y catalogada por Charles Messier 4 días después. Es unagalaxia con brote estelar, con una elevada tasa de formación estelar en su núcleo concentrada en un anillo alrededor de éste que alberga cierta cantidad de cúmulos estelares jóvenes de gran masa. En marzo de 2012 se confirmó una nueva supernova de Tipo II en M95, catalogada como SN 2012aw.
En una noche medianamente despejada y con unos prismáticos del orden de 10x50 y 20x50, es posible observarla como un pequeño parche de luz, pero su magnitud nos dificultará bastante la tarea.
| Datos de observación (época J2000) | |
|---|---|
| Tipo | SB (r)b1 |
| Ascensión recta | 10h 43m 57.7s1 |
| Declinación | +11° 42′ 14″1 |
| Distancia | 38 Mal[cita requerida] |
| Magnitud aparente (V) | 11.41 |
| Tamaño aparente (V) | 7′.4 × 5′.1[cita requerida] |
| Corrimiento al rojo | 778 ± 4 km/s1 |
| Constelación | Leo |
| Otras designaciones | |
jueves, 21 de noviembre de 2013
GALAXIAS ESPIRALES
Una galaxia espiral es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble que se caracteriza por las siguientes propiedades físicas:
- Tiene un disco plano giratorio compuesto de estrellas y materia interestelar que suelen ser de nueva creación. Véase la relación Tully-Fisher.
- Está compuesta por una concentración de estrellas central (bulbo) rodeada por un disco.
- El disco es plano (con posibilidades de alabeo) y está formado por materia interestelar (gas y polvo), estrellas jóvenes de Población I (alta metalicidad) y cúmulos abiertos.
- El bulbo es similar a una galaxia elíptica, conteniendo numerosas estrellas antiguas, llamadas de Población II y con baja metalicidad, y normalmente un agujero negro supermasivo en el centro.
Las galaxias espirales deben su nombre a los brazos luminosos con formación estelar dentro del disco que se prolonga —más o menos logarítmicamente— desde el núcleo central. Aunque a veces son difíciles de percibir, estos brazos las distinguen de las galaxias lenticulares, que presentan una estructura de disco pero sin brazos espirales. Son las más abundantes del universo constituyen el 70%
El disco de las galaxias espirales suele estar rodeado por grandes aureolas esferoides de estrellas de Población II, muchas de las cuales se concentran en cúmulos globulares que orbitan alrededor del centro galáctico. Esta aureola es conocida como halo.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es espiral, con una clasificación en la secuencia de Hubble Sbc (posiblemente SBbc; ver galaxia espiral barrada).
Los primeros estudios sobre la formación de los brazos espirales corresponden a Bertil Lindblad. Se dio cuenta de que las estrellas no pueden estar organizadas en forma de espiral de manera permanente. Puesto que la velocidad de rotación del disco galáctico varía con la distancia al centro de la galaxia, un brazo radial rápidamente se vería curvado al rotar la galaxia. El brazo, tras unas pocas rotaciones, incrementaría la curvatura enrollándose cada vez más en la galaxia. Esto no es lo que se observa.
La primera teoría admisible fue ideada por C. C. Lin y Frank Shu en 1964. Sugirieron que los brazos espirales eran manifestaciones de ondas de densidad espirales. Supusieron que las estrellas se desplazan en órbitas ligeramente elípticas y que la orientación de sus órbitas está correlacionada, esto es, las órbitas elípticas varían su orientación, unas de otras, ligeramente con el incremento de la distancia al centro galáctico, tal como se observa en el diagrama. Estas órbitas están más cercanas en algunas áreas presentando el efecto de parecer brazos. Las estrellas no permanecen siempre en la posición en que las vemos, sino que pasan por los brazos al desplazarse en sus órbitas.
Se han propuesto hipótesis alternativas que implican ondas de formación estelar desplazándose por la galaxia; las estrellas brillantes producidas en la formación estelar mueren rápidamente, dejando regiones más oscuras tras la onda y, por tanto, haciendo esta visible. Las galaxias espirales son colecciones enormes de miles de millones de estrellas, en las que muchas de ellas se agrupan en forma de disco, con un abultamiento esférico central con estrellas en su interior. En el disco existen brazos mas luminosos donde se concentran las estrellas más jóvenes y brillantes.
Curva de rotación y materia oscura
La galaxias espirales presentan una curva de rotación (en adelante CR) experimental muy diferente a las curvas teóricas (fenómeno llamadoConspiración disco-halo). Para que las ecuaciones teóricas (CR keplerianas, como la de los planetas alrededor del Sol) puedan ajustarse a los datos observados, las galaxias espirales necesitarían una masa mucho mayor. Al no haber evidencias observables actualmente de esa masa invisible, se le denominó materia oscura. Este tipo de materia invisible llegaría a ser entre un 50% y un 90% de la masa total de la galaxia.
Las características generales de la curvas de rotación son las siguientes:
- El pico de la CR varía entre 150 y 300 km/s.
- Las galaxias mayores rotan más rápido.
- CR sube más bruscamente para las Sa y Sb que para las Sd y Sm.
- La mayoría de las galaxias de bajo brillo superficial rotan lentamente.
- Proporción de materia oscura: 50% en Sa y Sb (80-90)% en Sd y Sm. Sólo un límite inferior.
El estudio de estas curvas de rotación es muy importantes porque pueden servir, mediante relaciones experimentales (como la relación Tully-Fisher) para conocer las distancias a la que se encuentran estas galaxias.
sábado, 9 de noviembre de 2013
ESTRELLA CAPELLA
Capella (Alfa Aurigae / α Aur / 13 Aurigae) es el nombre de la estrella más brillante de la constelación de Auriga, («El Cochero»), y la sexta más brillante del cielo. Es la estrella de primera magnitud más cercana al Polo Norte Celeste. Se encuentra a 42,2 años luz de distancia del Sol.
Su nombre procede del latín capella, «pequeña cabra», y es el origen del mito romano de la cabra Amaltea que amamantó a Zeus. También recibe los nombres árabes de Alhajoth, que igualmente significa «La Cabra», y Al Rakib, «El Conductor», porque en los atardeceres y en las luces crepusculares era la primera estrella que se veía entre todas las que la rodeaban. En el antiguo acadio recibía el nombre de Dil-gan I-ku, la «Mensajera de la Luz», así como Dil-gan Babill, la «Estrella honorífica de Babilonia». Se han descubierto algunos templos celtas que se encontraban orientados de tal forma que recibían el primer rayo de Capella al salir ésta. Los antiguos observadores le atribuyeron una coloración rojiza, del todo inexplicable.
En la mitología hindú, Capella era Brahma Ridaya, simbolizando el corazón de Brahmā.
Los dos astros principales del sistema, Capella A y Capella B, son estrellas gigantes amarillas con temperaturas superficiales similares a la del Sol;
sus tamaños, sin embargo, son mucho mayores que el de éste. La luz
combinada de este par es la que origina, cuando se la observa a simple
vista en la noche, el intenso color amarillo de Capella.
Tamaños comparativos de las cuatro componentes de Capella y el Sol.
Capella A, de tipo espectral G8IIIe, tiene un radio 12,2 veces mayor que el radio solar y una masa de 2,7 masas solares. Con una luminosidad 78,5 veces mayor que la del Sol, su edad se estima en unos 525 millones de años. La baja abundancia de litio en su superficie indica que en su núcleo ha comenzado la fusión nuclear de helio en carbono. Asimismo, es una estrella variable de tipo RS Canum Venaticorum.
Capella B, de tipo espectral G1III, tiene un radio de 9 radios solares, una masa de 2,6 masas solares y una luminosidad 77,6 veces mayor que la del Sol. Su velocidad de rotación es mucho mayor que la de Capella A, por lo que su actividad cromosférica es mayor. Se piensa que está menos evolucionada que su compañera y que en su núcleo no ha comenzado aún la transformación de helio en carbono. De todos modos, ambas estrellas están ahora en el proceso de expandirse y enfriarse en su camino de transformación a gigantes rojas, lo que les tomará algunos millones de años.
Capella C y Capella D son dos enanas rojas de magnitudes 10 y 12 respectivamente. Capella C tiene tipo espectral M1V y, con un radio del 58% del radio solar, su luminosidad es tan sólo el 1,3% de la del Sol. Capella D, de tipo M4-5V, es aún más pequeña y tenue, con una luminosidad que apenas alcanza el 0,05% de la del Sol.
Capella (Alfa Aurigae / α Aur / 13 Aurigae) es el nombre de la estrella más brillante de la constelación de Auriga, («El Cochero»), y la sexta más brillante del cielo. Es la estrella de primera magnitud más cercana al Polo Norte Celeste. Se encuentra a 42,2 años luz de distancia del Sol.
Su nombre procede del latín capella, «pequeña cabra», y es el origen del mito romano de la cabra Amaltea que amamantó a Zeus. También recibe los nombres árabes de Alhajoth, que igualmente significa «La Cabra», y Al Rakib, «El Conductor», porque en los atardeceres y en las luces crepusculares era la primera estrella que se veía entre todas las que la rodeaban. En el antiguo acadio recibía el nombre de Dil-gan I-ku, la «Mensajera de la Luz», así como Dil-gan Babill, la «Estrella honorífica de Babilonia». Se han descubierto algunos templos celtas que se encontraban orientados de tal forma que recibían el primer rayo de Capella al salir ésta. Los antiguos observadores le atribuyeron una coloración rojiza, del todo inexplicable.
En la mitología hindú, Capella era Brahma Ridaya, simbolizando el corazón de Brahmā.
Capella B, de tipo espectral G1III, tiene un radio de 9 radios solares, una masa de 2,6 masas solares y una luminosidad 77,6 veces mayor que la del Sol. Su velocidad de rotación es mucho mayor que la de Capella A, por lo que su actividad cromosférica es mayor. Se piensa que está menos evolucionada que su compañera y que en su núcleo no ha comenzado aún la transformación de helio en carbono. De todos modos, ambas estrellas están ahora en el proceso de expandirse y enfriarse en su camino de transformación a gigantes rojas, lo que les tomará algunos millones de años.
Capella C y Capella D son dos enanas rojas de magnitudes 10 y 12 respectivamente. Capella C tiene tipo espectral M1V y, con un radio del 58% del radio solar, su luminosidad es tan sólo el 1,3% de la del Sol. Capella D, de tipo M4-5V, es aún más pequeña y tenue, con una luminosidad que apenas alcanza el 0,05% de la del Sol.
ESTRELLA ARCHERNAR
Achernar (Alfa Eridani / α Eri / HR 472 / HIP 7588) es una estrella de primera magnitud (la octava más brillante del cielo nocturno) que configura el extremo sur de la larga constelación de Eridanus («El Río Erídano»). Es de color blanco azulado y es circumpolar desde latitudes australes superiores a 32º 45' S (y, por lo tanto, nunca es visible desde latitudes boreales superiores a 32º 45' N). Su nombre deriva del árabe Al Ahir al Nahr, «el fin del río».
Se encuentra a unos 144 años luz del Sol y su magnitud aparente es +0,45, por lo que su luminosidad intrínseca es unas 1076 veces la solar. Es una estrella de muy rápida rotación, por lo que su forma es considerablemente achatada. Asimismo es una variable de tipo Lambda Eridani.
Achernar (Alfa Eridani / α Eri / HR 472 / HIP 7588) es una estrella de primera magnitud (la octava más brillante del cielo nocturno) que configura el extremo sur de la larga constelación de Eridanus («El Río Erídano»). Es de color blanco azulado y es circumpolar desde latitudes australes superiores a 32º 45' S (y, por lo tanto, nunca es visible desde latitudes boreales superiores a 32º 45' N). Su nombre deriva del árabe Al Ahir al Nahr, «el fin del río».
Se encuentra a unos 144 años luz del Sol y su magnitud aparente es +0,45, por lo que su luminosidad intrínseca es unas 1076 veces la solar. Es una estrella de muy rápida rotación, por lo que su forma es considerablemente achatada. Asimismo es una variable de tipo Lambda Eridani.
| Posición de Achernar. | |
| Datos de observación (Época J2000) |
|
|---|---|
| Constelación | Eridanus |
| Ascensión recta (α) | 01h 37m 42.85s |
| Declinación (δ) | -57° 14′ 12.33″ |
| Mag. aparente (V) | +0.45 (var) |
| Características físicas | |
| Clasificación estelar | B3Ve |
| Masa solar | 6–8 M☉ |
| Radio | (~10 R☉) |
| Índice de color | -0.158 (B-V) -0.66 (U-B) |
| Magnitud absoluta | -2.77 |
| Luminosidad | 1076 L☉ |
| Temperatura superficial | 14,510 K |
| Periodo de rotación | 225–300 km/s |
| Variabilidad | Lambda Eridani |
| Edad | 1–5 × 108 |
| Astrometría | |
| Mov. propio en α | 88.02 mas/año |
| Mov. propio en δ | -40.08 mas/año |
| Velocidad radial | 16 km/s |
| Paralaje | 22.68 ± 0.57 mas |
| Otras designaciones | |
| Alfa Eridani (a Eri), HR 472, CD -57°334, HD 10144, SAO 232481, FK5 54, HIP 7588. | |
ESTRELLA DENEB
Deneb es el nombre propio de la estrella Alfa Cygni (α Cyg / 50 Cyg),1 2 la más brillante de la constelación de Cygnus («El Cisne») y una de las más brillantes del cielo nocturno, con una magnitud aparente en banda B (filtro azul) igual a 1,34 y en banda V (filtro verde) igual a 1,25. Junto con Vega (α Lyrae) y Altair (α Aquilae) forman el asterismo del «triángulo de verano» para los observadores del Hemisferio Norte.
La distancia de Deneb a la Tierra
es aún motivo de controversia: debido a la gran lejanía a la que se
encuentra, los métodos de determinación de la distancia que utilizan la paralaje proporcionan un rango de distancias de hasta 3200 años luz. Las mediciones más precisas —llevadas a cabo por el satélite Hipparcos— sitúan a Deneb sólo a 1425 años luz de distancia, lo que resulta en una luminosidad 54.400 veces superior a la del Sol.4 Su magnitud absoluta
se estima en -7,2, de forma que, a modo de comparación, su potencia
lumínica es tal que en un solo día genera tanta energía como el Sol en
140 años. Con esa magnitud, su brillo sería comparativamente superior incluso al de algunos láseres industriales.
Deneb es un tipo poco común de supergigante blanca de clase espectral A2Iae1 y una temperatura superficial de 8525 K.5 La medida directa de su diámetro angular —0,0025 segundos de arco— permite calcular su tamaño, 114 veces el del Sol. Si estuviese situada en el centro del Sistema Solar, se extendería hasta la mitad de la órbita terrestre, y en el cielo de la Tierra aparecería como un disco de 55° 52' de diámetro angular aproximadamente (considerando el radio máximo de la estrella). Su velocidad de rotación proyectada —30 km/s— da como resultado un período de rotación aproximado de medio año.
Hace poco más de 10 millones de años, Deneb empezó su vida como una estrella de tipo B u O con una masa de 15 - 16 masas solares. Desde su superficie sopla un viento estelar que hace que la estrella pierda masa al ritmo de una millonésima de la masa solar por año, 40 millones de veces mayor que la que experimenta el Sol. En la actualidad Deneb ha finalizado la fusión del hidrógeno en su núcleo, pero no se sabe con certeza en qué fase de su evolución se encuentra; puede estar en el proceso de convertirse en una supergigante roja con un núcleo de helio inerte o, más avanzada en su evolución, ya puede haber comenzado a fusionar el helio en su núcleo. En cualquier caso, concluirá su vida estallando como supernova dentro de unos pocos millones de años.4
Deneb es el prototipo de una clase de variables llamadas variables Alfa Cygni.6 Sus superficies experimentan pulsaciones no radiales que hacen que su brillo y su tipo espectral varíen ligeramente.
Siendo una de las estrellas más brillantes del firmamento, Deneb fue una aceptable Estrella Polar intermedia (situada a 7° del polo norte celeste) hace 18.000 años, y volverá de nuevo a dicha posición alrededor del año 9800.4
Deneb es el nombre propio de la estrella Alfa Cygni (α Cyg / 50 Cyg),1 2 la más brillante de la constelación de Cygnus («El Cisne») y una de las más brillantes del cielo nocturno, con una magnitud aparente en banda B (filtro azul) igual a 1,34 y en banda V (filtro verde) igual a 1,25. Junto con Vega (α Lyrae) y Altair (α Aquilae) forman el asterismo del «triángulo de verano» para los observadores del Hemisferio Norte.
Deneb es un tipo poco común de supergigante blanca de clase espectral A2Iae1 y una temperatura superficial de 8525 K.5 La medida directa de su diámetro angular —0,0025 segundos de arco— permite calcular su tamaño, 114 veces el del Sol. Si estuviese situada en el centro del Sistema Solar, se extendería hasta la mitad de la órbita terrestre, y en el cielo de la Tierra aparecería como un disco de 55° 52' de diámetro angular aproximadamente (considerando el radio máximo de la estrella). Su velocidad de rotación proyectada —30 km/s— da como resultado un período de rotación aproximado de medio año.
Hace poco más de 10 millones de años, Deneb empezó su vida como una estrella de tipo B u O con una masa de 15 - 16 masas solares. Desde su superficie sopla un viento estelar que hace que la estrella pierda masa al ritmo de una millonésima de la masa solar por año, 40 millones de veces mayor que la que experimenta el Sol. En la actualidad Deneb ha finalizado la fusión del hidrógeno en su núcleo, pero no se sabe con certeza en qué fase de su evolución se encuentra; puede estar en el proceso de convertirse en una supergigante roja con un núcleo de helio inerte o, más avanzada en su evolución, ya puede haber comenzado a fusionar el helio en su núcleo. En cualquier caso, concluirá su vida estallando como supernova dentro de unos pocos millones de años.4
Deneb es el prototipo de una clase de variables llamadas variables Alfa Cygni.6 Sus superficies experimentan pulsaciones no radiales que hacen que su brillo y su tipo espectral varíen ligeramente.
Siendo una de las estrellas más brillantes del firmamento, Deneb fue una aceptable Estrella Polar intermedia (situada a 7° del polo norte celeste) hace 18.000 años, y volverá de nuevo a dicha posición alrededor del año 9800.4
jueves, 7 de noviembre de 2013
ESTRELLA POLLUX
Pólux (β Gem / β Geminorum / 78 Geminorum) es la estrella más brillante de la constelación de Géminis y la decimoséptima más brillante del cielo nocturno. De magnitud aparente +1,15, es de color rojo anaranjado. Junto a Cástor (α Geminorum) representa los dos gemelos celestiales que dan nombre a la constelación (gemini en latín significa «los gemelos»). En 2006 se anunció el descubrimiento de un planeta en órbita alrededor de Pólux.
Para algunos el nombre de Pólux significa «mucho vino», ya que en astrología
Pólux se asocia con prosperidad y celebraciones con vino. De forma más
específica, Pólux hace referencia al hermano inmortal de los Dioscuros, Pólux o Polideuco, hijo de Zeus y Leda.
La estrella también recibe el nombre árabe Al-Ras al-Tau'am al-Mu'akhar (الرأس التؤام المؤخر), literalmente «la cabeza del segundo gemelo». En Babilonia determinaba la duodécima constelación eclíptica, Mash-mashu-arkū, «el gemelo oriental»; individualmente recibía el título de Mu-sir-kes-da, el «yugo del cercado». En China denominan a esta estrella Yang, que en la filosofía oriental es una de las dos fuerzas fundamentales, opuestas pero complementarias, que se encuentran en todas las cosas.
Junto a Cástor forma la nakshatra (mansión astrológica hindú) llamada Punarvasu en el calendario astronómico hindú.
Pólux es una estrella gigante azul de tipo espectral K0IIIb. Situada a 33,7 años luz de distancia, es la gigante azul más próxima al Sistema Solar. Con una temperatura superficial de 4770 K, su radio es 9 o 10 veces más grande que el radio solar. Incluyendo la energía radiada en el infrarrojo, su luminosidad, aunque muy superior a la del Sol —46 veces mayor—, es baja en comparación a otras gigantes naranjas cercanas como Arturo (α Boötis) o Menkent (θ Centauri). Su luminosidad y temperatura permiten estimar una masa 1,8 veces mayor que la masa solar. Como estrella gigante que es, en su núcleo se produce la fusión del helio en carbono y oxígeno.
Pólux (β Gem / β Geminorum / 78 Geminorum) es la estrella más brillante de la constelación de Géminis y la decimoséptima más brillante del cielo nocturno. De magnitud aparente +1,15, es de color rojo anaranjado. Junto a Cástor (α Geminorum) representa los dos gemelos celestiales que dan nombre a la constelación (gemini en latín significa «los gemelos»). En 2006 se anunció el descubrimiento de un planeta en órbita alrededor de Pólux.
La estrella también recibe el nombre árabe Al-Ras al-Tau'am al-Mu'akhar (الرأس التؤام المؤخر), literalmente «la cabeza del segundo gemelo». En Babilonia determinaba la duodécima constelación eclíptica, Mash-mashu-arkū, «el gemelo oriental»; individualmente recibía el título de Mu-sir-kes-da, el «yugo del cercado». En China denominan a esta estrella Yang, que en la filosofía oriental es una de las dos fuerzas fundamentales, opuestas pero complementarias, que se encuentran en todas las cosas.
Junto a Cástor forma la nakshatra (mansión astrológica hindú) llamada Punarvasu en el calendario astronómico hindú.
Pólux es una estrella gigante azul de tipo espectral K0IIIb. Situada a 33,7 años luz de distancia, es la gigante azul más próxima al Sistema Solar. Con una temperatura superficial de 4770 K, su radio es 9 o 10 veces más grande que el radio solar. Incluyendo la energía radiada en el infrarrojo, su luminosidad, aunque muy superior a la del Sol —46 veces mayor—, es baja en comparación a otras gigantes naranjas cercanas como Arturo (α Boötis) o Menkent (θ Centauri). Su luminosidad y temperatura permiten estimar una masa 1,8 veces mayor que la masa solar. Como estrella gigante que es, en su núcleo se produce la fusión del helio en carbono y oxígeno.
ESTRELLA REGULOS
Regulus o Régulo (α Leonis / α Leo / 32 Leonis / GJ 9316) es el nombre de la estrella más brillante de la constelación de Leo. Es una de las cuatro «estrellas reales» mesopotámicas, junto a Aldebarán (α Tauri), Antares (α Scorpii) y Fomalhaut (α Piscis Austrini). Visualmente es de color azul y tiene una magnitud aparente de +1,35. Se encuentra casi sobre la eclíptica.
El nombre más común de la estrella, Regulus, procede del latín y significa «pequeño rey». Su origen hay que buscarlo en el diminutivo de su anterior nombre, Rex, equivalente al Βασιλίσκος de Ptolomeo. Dicho título proviene de la creencia que esta estrella gobernaba los asuntos celestiales, creencia que perduró desde el 3000 a.C. hasta el siglo XVI. Por ello, como Sharru, «el rey», señalaba la decimoquinta constelación eclíptica de Babilonia; en la India era Maghā, «la poderosa», en Sogdiana, Magh, «la grande» y en Persia, Miyan, «el centro».
Otro nombre también utilizado, Basiliscus, es de origen griego. También es conocida por el nombre Qalb Al Asad, del árabe قلب الأسد qalb[u] al-´asad, que significa «el corazón del león». Esta frase a veces se aproxima a Kabeleced o se traduce al latín como Cor Leonis, nombre por el que antiguamente se conocía a esta estrella por la ubicación que ocupa en el cuerpo de la figura celestial.
Regulus A es una estrella de secuencia principal, es decir, al igual que el Sol, su energía es producida en su centro por la transformación mediante fusión nuclear del hidrógeno en helio. Sin embargo, su luminosidad es mucho mayor que la solar: en la parte visual del espectro es 140 veces más luminosa y, si se incluye la importante cantidad de radiación ultravioleta emitida por la estrella, su luminosidad aumenta hasta 240 veces la del Sol. Su temperatura efectiva es de 12.000 K.
Durante décadas los científicos han constatado que Regulus A rota sobre sí misma mucho más rápido que el Sol, con un período de rotación de sólo 15,9 horas, cuando el Sol emplea más de 25 días. Debido a su rápida rotación, Regulus no tiene forma esférica, sino que está notablemente achatada en sus polos. Esto provoca el oscurecimiento gravitatorio: sus polos son considerablemente más calientes y cinco veces más brillantes que su ecuador. De hecho, si rotara tan sólo un 16% más rápido, la fuerza gravitatoria no podría contrarrestar la fuerza centrífuga y la estrella acabaría desintegrándose.
Regulus B es una estrella similar a Alfa Centauri B, con un 31% de la luminosidad del Sol y una masa en torno al 80% de la masa solar. Regulus C es muy pequeña y tenue, con una luminosidad de sólo el 0,31% de la solar y una quinta parte de la masa del Sol.
Regulus o Régulo (α Leonis / α Leo / 32 Leonis / GJ 9316) es el nombre de la estrella más brillante de la constelación de Leo. Es una de las cuatro «estrellas reales» mesopotámicas, junto a Aldebarán (α Tauri), Antares (α Scorpii) y Fomalhaut (α Piscis Austrini). Visualmente es de color azul y tiene una magnitud aparente de +1,35. Se encuentra casi sobre la eclíptica.
Otro nombre también utilizado, Basiliscus, es de origen griego. También es conocida por el nombre Qalb Al Asad, del árabe قلب الأسد qalb[u] al-´asad, que significa «el corazón del león». Esta frase a veces se aproxima a Kabeleced o se traduce al latín como Cor Leonis, nombre por el que antiguamente se conocía a esta estrella por la ubicación que ocupa en el cuerpo de la figura celestial.
Durante décadas los científicos han constatado que Regulus A rota sobre sí misma mucho más rápido que el Sol, con un período de rotación de sólo 15,9 horas, cuando el Sol emplea más de 25 días. Debido a su rápida rotación, Regulus no tiene forma esférica, sino que está notablemente achatada en sus polos. Esto provoca el oscurecimiento gravitatorio: sus polos son considerablemente más calientes y cinco veces más brillantes que su ecuador. De hecho, si rotara tan sólo un 16% más rápido, la fuerza gravitatoria no podría contrarrestar la fuerza centrífuga y la estrella acabaría desintegrándose.
Regulus B es una estrella similar a Alfa Centauri B, con un 31% de la luminosidad del Sol y una masa en torno al 80% de la masa solar. Regulus C es muy pequeña y tenue, con una luminosidad de sólo el 0,31% de la solar y una quinta parte de la masa del Sol.
ESTRELLA ALTAIR
Altair (Alfa Aquilae / α Aql / 53 Aql) es la estrella más brillante de la constelación de Aquila («El Águila»). Los árabes, que también veían en esta constelación una gran águila volando, la llamaron elnars-el-tair, de donde derivó el nombre de Altair.
Ocupa el duodécimo lugar en orden de brillo entre todas las estrellas del cielo. Su magnitud en banda B (filtro azul) es 0,99, su magnitud en banda V (filtro verde) es 0,77. Está a 16 años luz del Sistema Solar, acercándose a razón de 26 ,1 m/s.
Es un astro magnífico, unas cuatro veces más voluminoso que nuestro Sol, de tipo espectral A (color blanco, igual que Sirio) y muchísimo más joven, con sólo 630 millones de años de edad. La temperatura superficial de este tipo espectral oscila entre 7500 y 11000 K, y el espectro presenta líneas intensas del hidrógeno, el calcio ionizado y otros metales ionizados, además de líneas débiles del helio.
Esta estrella, junto con Vega (α Lyrae) y Deneb (α Cygni), configuran en el cielo del Hemisferio Norte lo que se conoce como el triángulo de verano, cuyo centro es la estrella Albireo (β Cygni).
Altair posee una de las velocidades de rotación más altas que se conocen, sólo inferior a las de las estrellas de neutrones y las enanas blancas.
El periodo de rotación es sólo de 6 horas 30 minutos y sus estratos
periféricos ecuatoriales se mueven a la velocidad de 250 km/s. La rápida
rotación axial de Altair se supone que está relacionada con la joven
edad de la misma y resalta inmediatamente al examinar el espectro, cuyas
líneas aparecen considerablemente ensanchadas debido al claro desfase
en longitud de onda,
de la radiación emitida por las partes de la estrella que se aproximan,
con relación a la que proviene de las que se alejan. Debido a las
grandes fuerzas centrífugas que se desarrollan en el interior de su
propia masa, la estrella ha tomado forma achatada y su diámetro ecuatorial es un 20% mayor que el polar. Asimismo se verificó el fenómeno propio de estrellas de alta rotación conocido como «oscurecimiento gravitatorio».
Altair es una variable de tipo Delta Scuti y una doble óptica: tiene una compañera de magnitud +10 que, por el movimiento propio de Altair, se está alejando de ella; actualmente la separación ha alcanzado un valor de 165 segundos de arco.
Altair (Alfa Aquilae / α Aql / 53 Aql) es la estrella más brillante de la constelación de Aquila («El Águila»). Los árabes, que también veían en esta constelación una gran águila volando, la llamaron elnars-el-tair, de donde derivó el nombre de Altair.
Ocupa el duodécimo lugar en orden de brillo entre todas las estrellas del cielo. Su magnitud en banda B (filtro azul) es 0,99, su magnitud en banda V (filtro verde) es 0,77. Está a 16 años luz del Sistema Solar, acercándose a razón de 26 ,1 m/s.
Es un astro magnífico, unas cuatro veces más voluminoso que nuestro Sol, de tipo espectral A (color blanco, igual que Sirio) y muchísimo más joven, con sólo 630 millones de años de edad. La temperatura superficial de este tipo espectral oscila entre 7500 y 11000 K, y el espectro presenta líneas intensas del hidrógeno, el calcio ionizado y otros metales ionizados, además de líneas débiles del helio.
Esta estrella, junto con Vega (α Lyrae) y Deneb (α Cygni), configuran en el cielo del Hemisferio Norte lo que se conoce como el triángulo de verano, cuyo centro es la estrella Albireo (β Cygni).
Altair es una variable de tipo Delta Scuti y una doble óptica: tiene una compañera de magnitud +10 que, por el movimiento propio de Altair, se está alejando de ella; actualmente la separación ha alcanzado un valor de 165 segundos de arco.
lunes, 4 de noviembre de 2013
ESTRELLA VEGA
Vega (Alfa Lyrae / α Lyr) es una estrella de primera magnitud (en la clasificación de Ptolomeo) de la constelación de la Lira y la principal de la misma. Constituye la quinta estrella más brillante del cielo nocturno y la segunda del hemisferio norte celeste luego de Arturo. Se considera una estrella relativamente cercana, a solo 25 años-luz de la Tierra, y, junto a Arturo y Sirio, una de las más brillantes cercanas al Sistema Solar. Vega ha sido muy estudiada por los astrónomos, llegando a ser catalogada como la estrella más importante en el cielo después del Sol. Vega fue la Estrella Polar alrededor del año 12,000 A.C. y volverá a serlo alrededor del año 13,727 D.C. cuando la declinación sea de +86°14’. Vega fue la primera estrella, después del Sol, en ser fotografiada y a la primera que se le realizó un registro espectral.
Esta estrella solo posee una décima parte de la edad del Sol, pero al ser 2.1 veces más masiva su ciclo de vida es también una décima parte comparada con el Sol; ambos astros, en el presente, se encuentran muy cerca de alcanzar el punto intermedio en sus ciclos de vida. Vega es inusualmente pobre en elementos con número atómico mayor que el del helio. Vega es una supuesta estrella variable que varía ligeramente en magnitud de manera periódica. Ésta rota rápidamente con una velocidad de 274 Km/s en el ecuador. Esto provoca un abultamiento externo en el ecuador provocado por los efectos de la aceleración centrífuga y, como resultado, existe una variación de la temperatura sobre la fotosfera de la estrella, alcanzado su valor máximo en los polos. Desde la Tierra Vega es observada desde la dirección de uno de sus polos.
Vega (Alfa Lyrae / α Lyr) es una estrella de primera magnitud (en la clasificación de Ptolomeo) de la constelación de la Lira y la principal de la misma. Constituye la quinta estrella más brillante del cielo nocturno y la segunda del hemisferio norte celeste luego de Arturo. Se considera una estrella relativamente cercana, a solo 25 años-luz de la Tierra, y, junto a Arturo y Sirio, una de las más brillantes cercanas al Sistema Solar. Vega ha sido muy estudiada por los astrónomos, llegando a ser catalogada como la estrella más importante en el cielo después del Sol. Vega fue la Estrella Polar alrededor del año 12,000 A.C. y volverá a serlo alrededor del año 13,727 D.C. cuando la declinación sea de +86°14’. Vega fue la primera estrella, después del Sol, en ser fotografiada y a la primera que se le realizó un registro espectral.
Esta estrella solo posee una décima parte de la edad del Sol, pero al ser 2.1 veces más masiva su ciclo de vida es también una décima parte comparada con el Sol; ambos astros, en el presente, se encuentran muy cerca de alcanzar el punto intermedio en sus ciclos de vida. Vega es inusualmente pobre en elementos con número atómico mayor que el del helio. Vega es una supuesta estrella variable que varía ligeramente en magnitud de manera periódica. Ésta rota rápidamente con una velocidad de 274 Km/s en el ecuador. Esto provoca un abultamiento externo en el ecuador provocado por los efectos de la aceleración centrífuga y, como resultado, existe una variación de la temperatura sobre la fotosfera de la estrella, alcanzado su valor máximo en los polos. Desde la Tierra Vega es observada desde la dirección de uno de sus polos.
| Datos de observación (Época ) |
|
|---|---|
| Ascensión recta (α) | 18h 36m 56.3364s |
| Declinación (δ) | +38° 47′ 01.291″ |
| Mag. aparente (V) | 0.03 |
| Características físicas | |
| Tipo | A0V |
| Masa solar | 2.135 ± 0.074 M☉ |
| Radio | (2.26 × 2.78 R☉) |
| Índice de color | +0.00 (B-V) -0.01 (U-B) |
| Magnitud absoluta | 0.58 |
| Gravedad superficial | 4.1 ± 0.1 (log g) |
| Luminosidad | 37 ± 3 L☉ |
| Temperatura superficial | 9602 ± 180 K |
| Metalicidad | (M/H)= −0.5 |
| Periodo de rotación | 12.5 h |
| Edad | (4.55 ± 0.13) × 108 |
| Astrometría | |
| Mov. propio en α | 201.03 mas/año |
| Mov. propio en δ | 287.47 mas/año |
| Velocidad radial | -13.9 km/s |
| Distancia | 25.3 ± 0.1 años luz (7.76 ± 0.03 pc) |
| Paralaje | 0.129 mas |
| Otras designaciones | |
| Lucida Lyrae, Alfa Lyrae, α Lyr, 3 Lyr | |
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