Merak (estrella)
| Datos de observación Época J2000.0 Equinox J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Osa Mayor |
| Ascensión recta | 11 h 01 min 50,47654 s [1] |
| Declinación | +56° 22′ 56.7339″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | +2,37 [2] |
| Características | |
| Tipo espectral | A1IVps [3] |
| Índice de color U−B | +0,00 [2] |
| Índice de color B−V | -0,02 [2] |
| Tipo de variable | Sospechoso |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | -12,0 [4] kilómetros por segundo |
| Movimiento propio (μ) | RA: +81,43 [1] mas / año Dic.: +33,49 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 40,90 ± 0,16 mas [1] |
| Distancia | 79,7 ± 0,3 años luz (24,45 ± 0,10 años luz ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | +0,61 [5] |
| Detalles [6] | |
| Masa | 2,56 ± 0,03 M ☉ |
| Radio | 2,81 R☉ |
| Luminosidad | 63,5 litros ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 3,93 cgs |
| Temperatura | 9.700 K |
| Velocidad de rotación ( v sen i ) | 47 ± 3 kilómetros por segundo |
| Edad | 390 millones |
| Otras denominaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
Merak / ˈ m ɪər æ k / , también llamada Beta Ursae Majoris ( β Ursae Majoris , abreviada Beta UMa , β UMa ), [9] [10] es una estrella de la constelación norteña de la Osa Mayor .
La magnitud visual aparente de esta estrella es +2,37, [2] lo que significa que es fácilmente visible a simple vista. Es más conocida para los observadores del hemisferio norte como una de las "estrellas indicadoras" de la Osa Mayor , o el Arado (Reino Unido), que es un asterismo prominente de siete estrellas que forma parte de la constelación más grande. Extendiendo una línea recta imaginaria desde esta estrella a través de la cercana Alpha Ursae Majoris (Dubhe) se extiende hasta Polaris , la estrella del norte.
Clasificación espectral
En 1943, β Ursae Majoris fue catalogada como un estándar espectral para la clase A1 V. [11] Cuando los instrumentos mejorados hicieron posible identificar clases de luminosidad subgigantes para las estrellas de clase A tempranas, a β Ursae Majoris se le asignó la clase A0 IV. [12] Esto fue revisado más tarde a A1 IV. [3] Se considera que es una estrella Am suave , un tipo de estrella químicamente peculiar con líneas inusualmente fuertes de ciertos elementos metálicos. [13]
Propiedades
Según las mediciones de paralaje , β Ursae Majoris se encuentra a una distancia de 79,7 años luz (24,4 parsecs ) del Sol . Es una subgigante , una estrella que ha agotado el hidrógeno de su núcleo y ahora se está enfriando mientras genera energía a través de la fusión termonuclear de hidrógeno en una capa fuera del núcleo. La temperatura efectiva de la envoltura exterior es de unos 9225 K, [14] lo que le da un brillo de tono blanco típico de las estrellas de tipo A. [15] Es más grande que el Sol, con aproximadamente 2,7 veces la masa y 2,84 veces el radio solar . Si se vieran desde la misma distancia, Beta Ursae Majoris parecería mucho más brillante que el Sol, ya que irradia 68 veces la luminosidad del Sol . [14] [16]
La observación de la estrella en el infrarrojo revela un exceso de emisión que sugiere la presencia de un disco de escombros circunestelares de polvo en órbita, [14] muy similar a los descubiertos alrededor de Fomalhaut y Vega . La temperatura media de este disco es de 120 K, [16] lo que indica que está centrado en un radio de 47 UA de la estrella anfitriona. [14] Se estima que el polvo tiene una masa de aproximadamente el 0,27 % de la masa de la Tierra. [16]
Beta Ursae Majoris es una de las cinco estrellas de la Osa Mayor que forman parte de un cúmulo abierto llamado grupo móvil de la Osa Mayor , que comparte la misma región del espacio y no solo la misma porción de cielo desde la perspectiva de la Tierra. Este grupo tiene una edad estimada de unos 500 (± 100) millones de años. Como los miembros de este grupo comparten un origen y un movimiento comunes a través del espacio, esto produce una estimación de la edad de Beta Ursae Majoris. [17] Se sabe que dos estrellas están ubicadas en relativa proximidad: 37 Ursae Majoris a 5,2 años luz (1,6 pc) y Gamma Ursae Majoris a 11 años luz (3,4 pc); mucho más cerca entre sí que estas estrellas de la Tierra. [18]
Nomenclatura
β Ursae Majoris ( latinizada a Beta Ursae Majoris ) es la designación Bayer de la estrella .
Su nombre tradicional era Merak, derivado del árabe المراق al-marāqq, «los lomos» (del oso). [7] En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN, por sus siglas en inglés) [19] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín del WGSN de julio de 2016 incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por el WGSN, que incluían Merak para esta estrella. [20]
Los hindúes llamaban a la estrella Pulaha , uno de los Siete Rishis . [7]
En chino ,北斗( Běi Dǒu ), que significa Osa Mayor , se refiere a un asterismo equivalente a la Osa Mayor. En consecuencia, el nombre chino de Beta Ursae Majoris es北斗二( Běi Dǒu èr , en español: la segunda estrella de la Osa Mayor ) y天璇( Tiān Xuán , en español: Estrella de Jade Celestial Giratoria ). [21]
En la cultura
El USS Merak (1918) y el USS Merak (AF-21) son ambos buques de la Armada de los Estados Unidos .
Véase también
- Listas de estrellas
- Lista de las estrellas más brillantes
- Lista de estrellas brillantes más cercanas
- Las estrellas históricamente más brillantes
Referencias
- ^ abcde van Leeuwen, F. (noviembre de 2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode :2007A&A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
- ^ abcd 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
- ^ ab Phillips, NM; Greaves, JS; Dent, WRF; Matthews, BC; Holland, WS; Wyatt, MC; Sibthorpe, B. (2010). "Selección de objetivos para los estudios SUNS y DEBRIS en busca de discos de escombros en la vecindad solar". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 403 (3): 1089. arXiv : 0911.3426 . Bibcode :2010MNRAS.403.1089P. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15641.x . S2CID 119262858.
- ^ Evans, DS (20-24 de junio de 1966). "La revisión del Catálogo general de velocidades radiales". En Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (eds.). Determinación de velocidades radiales y sus aplicaciones, Actas del Simposio n.º 30 de la IAU . Determinación de velocidades radiales y sus aplicaciones . Vol. 30. Universidad de Toronto: Unión Astronómica Internacional . p. 57. Código Bibliográfico :1967IAUS...30...57E.
- ^ Eggen, Olin J. (agosto de 1998), "El supercúmulo de Sirio y la masa faltante cerca del Sol", The Astronomical Journal , 116 (2): 782–788, Bibcode :1998AJ....116..782E, doi : 10.1086/300465 .
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- ^ (en chino) AEEA (Actividades de exposición y educación en astronomía) 天文教育資訊網 2006 年 6 月 15 日 Archivado el 2 de noviembre de 2014 en la Wayback Machine.
