Theta Ursae Mayor
Sistema estelar en la constelación de la Osa Mayor
Theta Ursae Mayor
Diagrama que muestra las posiciones de las estrellas y los límites de la constelación de la Osa Mayor y sus alrededores.
Diagrama que muestra las posiciones de las estrellas y los límites de la constelación de la Osa Mayor y sus alrededores.

Ubicación de θ Ursae Majoris (encerrada en un círculo)
Datos de observación
Época J2000       Equinoccio J2000
ConstelaciónOsa Mayor
Ascensión recta09 h 32 min 51,43390 s [1]
Declinación+51° 40′ 38.2811″ [1]
Magnitud aparente  (V)3.166 [2]
Características
Tipo espectralF6 IV [3]
Índice de color U−B+0,03 [4]
Índice de color B−V+0,46 [3]
Tipo de variableSospechoso
Astrometria
Velocidad radial (R v )+14,6 [5]  kilómetros por segundo
Movimiento propio (μ) RA:  -947,46 [1]  mas / año
Dic.:  -535,60 [1]  mas / año
Paralaje (π)74,19 ± 0,14  mas [1]
Distancia43,96 ± 0,08 años  luz
(13,48 ± 0,03  años luz )
Magnitud absoluta  (M V )2.43 [2]
Detalles
Masa1.41 [2]  M ☉
Radio2,41 ± 0,02 [6]  R ☉
Luminosidad7,871 ± 0,158 [7]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )3,80 [2]  cgs
Temperatura6,256 ± 82 [6]  K
Metalicidad [Fe/H]–0,18 [2]  dex
Velocidad de rotación ( v  sen  i )6,8 [2]  kilómetros por segundo
Edad2.2 [5]  Gyr
Otras denominaciones
θ Ursae Majoris, θ UMa, Theta UMa, 25 Ursae Majoris, BD +52 1401, CCDM  J09329+5141A, FK5  358, GC  13157, HD  82328, HIP  46853, HR  3775, IDS  09262+5208 A, PPM  32203, SAO  27289, WDS  J09329+5141A. [8]
Referencias de bases de datos
SIMBADdatos

Theta Ursae Majoris ( Theta UMa , θ Ursae Majoris , θ UMa ) es un supuesto sistema estelar binario espectroscópico en la constelación circumpolar septentrional de la Osa Mayor . Tiene una magnitud visual aparente de 3,17, [2] lo que la sitúa entre los miembros más brillantes de esta constelación. La distancia a esta estrella se ha medido directamente utilizando el método de paralaje , obteniendo un valor estimado de 43,96 años luz (13,48 parsecs ). [1]

En 1976, Helmut A. Abt y Saul G. Levy informaron que se trataba de un sistema binario espectroscópico y le dieron un período orbital de 371 días. [9] Sin embargo, esto fue cuestionado por Christopher L. Morbey y Roger F. Griffin en 1987, quienes sugirieron que los datos podrían explicarse por casualidad. [10] Otras observaciones realizadas en 2009 con el telescopio Bok en Arizona mostraron cambios de 180 m/s en la velocidad radial , aunque no había pruebas suficientes para apoyar una órbita kepleriana . [11] Hay un compañero de movimiento propio común de magnitud 14 a Theta Ursae Majoris con una separación angular de 4,1  segundos de arco , [12] por lo que potencialmente podría ser un sistema estelar triple. [13]

El componente principal de este supuesto sistema tiene una clasificación estelar publicada de F6 IV, [3] lo que indica que es una estrella subgigante que está evolucionando alejándose de la secuencia principal . En 2009, Helmut A. Abt la incluyó en una clasificación estelar de F7 V, lo que sugiere que todavía está en la secuencia principal. [14] Es más grande que el Sol, con un 141% de la masa del Sol [2] y un 241% del radio del Sol. [6] En consecuencia, brilla más y evoluciona más rápidamente que el Sol, con una luminosidad casi ocho [3] veces la del Sol a una edad de 2.200 millones de años. [5] Esta energía se irradia desde la atmósfera exterior de la estrella a una temperatura efectiva de 6.256 K. [6] A este calor, la estrella brilla con el tono blanco amarillento de una estrella de tipo F. [15 ]

El equipo del Observatorio McDonald ha establecido límites a la presencia hipotética de uno o más planetas alrededor del primario con masas entre 0,24 y 4,6 masas de Júpiter y separaciones promedio que oscilan entre 0,05 y 5,2 UA . [16]

Nombre y etimología

  • Con τ , h , υ , φ , e y f , componía el asterismo árabe Sarīr Banāt al-Na'sh , el Trono de las hijas de Na'sh , y Al- H au d , el Estanque. [17] Según el catálogo de estrellas del Memorándum Técnico 33-507 - Un Catálogo Reducido de Estrellas que Contiene 537 Estrellas con Nombre , Al -H au d era el título de siete estrellas: f como Alhaud I , τ como Alhaud II , e como Alhaud III , h como Alhaud IV , esta estrella (θ) como Alhaud V , υ como Alhaud VI y φ como Alhaud VII . [18]
  • En chino ,文昌( Wén Chāng ), que significa centro administrativo , se refiere a un asterismo que consta de θ Ursae Majoris, φ Ursae Majoris , υ Ursae Majoris , 15 Ursae Majoris y 18 Ursae Majoris . En consecuencia, el nombre chino de φ Ursae Majoris se conoce como文昌四( Wén Chāng sì , inglés: la cuarta estrella del centro administrativo ). [19]

Referencias

  1. ^ 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
  2. ^ abcdefgh Fuhrmann, Klaus (febrero de 2008), "Estrellas cercanas del disco y halo galáctico - IV", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 384 (1): 173–224, Bibcode :2008MNRAS.384..173F, doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12671.x
  3. ^ abcd Mallik, Sushma V. (diciembre de 1999), "Abundancia y masa del litio", Astronomy and Astrophysics , 352 : 495–507, Bibcode :1999A&A...352..495M
  4. ^ Johnson, HL; et al. (1966), "Fotometría UBVRIJKL de las estrellas brillantes", Communications of the Lunar and Planetary Laboratory , 4 (99): 99, Bibcode :1966CoLPL...4...99J
  5. ^ abc Nordström, B.; et al. (mayo de 2004), "El estudio Ginebra-Copenhague del vecindario solar. Edades, metalicidades y propiedades cinemáticas de ˜14 000 enanas F y G", Astronomy and Astrophysics , 418 (3): 989–1019, arXiv : astro-ph/0405198 , Bibcode :2004A&A...418..989N, doi :10.1051/0004-6361:20035959, S2CID  11027621
  6. ^ abcd Baines, Ellyn K.; et al. (2018), "Parámetros fundamentales de 87 estrellas del interferómetro óptico de precisión de la Armada", The Astronomical Journal , 155 (1), 30, arXiv : 1712.08109 , Bibcode :2018AJ....155...30B, doi : 10.3847/1538-3881/aa9d8b , S2CID  119427037.
  7. ^ Boyajian, Tabetha S.; et al. (febrero de 2012), "Diámetros y temperaturas estelares. I. Estrellas A, F y G de la secuencia principal", The Astrophysical Journal , 746 (1): 101, arXiv : 1112.3316 , Bibcode :2012ApJ...746..101B, doi :10.1088/0004-637X/746/1/101, S2CID  18993744Véase la Tabla 10.
  8. ^ "tet UMa - Binario espectroscópico", Base de datos de objetos astronómicos SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , consultado el 4 de febrero de 2012
  9. ^ Abt, HA; Levy, SG (marzo de 1976), "Multiplicidad entre estrellas de tipo solar", Astrophysical Journal Supplement Series , 30 : 273–306, Bibcode :1976ApJS...30..273A, doi : 10.1086/190363
  10. ^ Morbey, CL; Griffin, RF (junio de 1987), "Sobre la realidad de ciertas órbitas espectroscópicas", Astrophysical Journal, Parte 1 , 317 : 343–352, Bibcode :1987ApJ...317..343M, doi :10.1086/165281
  11. ^ Behr, Bradford B.; et al. (noviembre de 2009), "Astrofísica estelar con un espectrógrafo de transformada de Fourier dispersa. I. Descripción del instrumento y órbitas de sistemas binarios espectroscópicos de una sola línea", The Astrophysical Journal , 705 (1): 543–553, arXiv : 0909.3241 , Bibcode :2009ApJ...705..543B, doi :10.1088/0004-637X/705/1/543, S2CID  17966103
  12. ^ Eggleton, PP; Tokovinin, AA (septiembre de 2008). "Un catálogo de multiplicidad entre sistemas estelares brillantes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 389 (2): 869–879. arXiv : 0806.2878 . Bibcode :2008MNRAS.389..869E. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x . S2CID  14878976.
  13. ^ Kaler, James B., "THETA UMA (Theta Ursae Majoris)", Estrellas , Universidad de Illinois , consultado el 25 de febrero de 2012
  14. ^ Abt, Helmut A. (enero de 2009), "Clasificaciones MK de sistemas binarios espectroscópicos", The Astrophysical Journal Supplement , 180 (1): 117–118, Bibcode :2009ApJS..180..117A, doi :10.1088/0067-0049/180/1/117, S2CID  122811461
  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 2013-12-03 , consultado el 2012-01-16
  16. ^ Wittenmeyer, RA; et al. (2006), "Límites de detección del programa de búsqueda de planetas del Observatorio McDonald", The Astronomical Journal , 132 (1): 177–188, arXiv : astro-ph/0604171 , Bibcode :2006AJ....132..177W, doi :10.1086/504942, S2CID  16755455
  17. ^ Allen, Richard Hinckley (1899), Nombres de estrellas y sus significados , Nueva York: GE Stechert, pág. 442
  18. ^ Rhoads, Jack W. (15 de noviembre de 1971), Memorando técnico 33-507-A Catálogo de estrellas reducido que contiene 537 estrellas con nombre (PDF) , Laboratorio de Propulsión a Chorro, Instituto Tecnológico de California.
  19. ^ (en chino) AEEA (Actividades de exposición y educación en astronomía) 天文教育資訊網 2006 年 6 月 16 日 Archivado el 4 de febrero de 2012 en la Wayback Machine.
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