Anar al contingut

Orsoa Major

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià

La Orsoa Major o Ursa Major (abreviat, UMa), també coneguda com el Carro Major, és una constelació visible durant tot l'any en l'hemisferi nort. Entre els aficionats se li coneix en el nom de «el carro» o «el cace», per la forma que dibuixen les seues sèt estreles principals, encara que ha rebut atres noms.

Característiques destacables

Constelació Gosa Major[1]

Les principals estrelas de «el cace», llevat Dubhe i Alkaid, tenen un moviment propi comú cap a un punt de la constelació de Sagitario, formant part de la cridada associació estelar de l'Orsoa Major. La més lluenta entre elles és Alioth (ε Ursae Majoris), situada en la coa de l'orsoa, distant 81 anys llum de la Terra. És una estrela blanca de tipo espectral A1III-IVpkB9 [2] 104 voltes més lluminosa que el Sol[3] en una massa de 2.9 masses solars.[4] És una estrela Ap químicament peculiar, la més lluenta de la seua classe; el seu espectre és variable i també mostra variabilitat magnètica i fotomètrica.[5]


La segona estrela més lluenta de la constelació és Dubhe (α Ursae Majoris), un sistema estelar a on destaca la binaria formada per una jaganta groc-taronja de tipo G9III i una estrela blanc-groga de seqüència principal de tipo A7.5 [6] que el seu periodo orbital és de 44.5 anys. Separada visualment 7.1 segons d'arc es localisa una nana groga que és, a la seua volta, una binaria espectroscópica. En conjunt formen un sistema estelar cuádruple. Li seguix en lluentor η Ursae Majoris, oficialment cridada Alkaid[7] i coneguda també com Benetnasch, una estrela blanc-azulada de la seqüència principal de tipo espectral B3V[8] en una temperatura efectiva de 17 000 K.[9]

Mizar (ζ Ursae Majoris) i Alcor (80 Ursae Majoris) formen una de les estreles dobles més conegudes del firmament nocturn. Per una part, Mizar és un sistema estelar cuádruple format per dos binàries separades a lo manco 500 ua; adicionalment, cada una d'elles és una binaria espectroscópica, en periodos de 20.54[10] i 175.55 dies[11] respectivament. Tres de les quatre components són estreles blanques de la seqüència principal. Per una atra part, Alcor és una estrela de tipo A5V —i a la seua volta una estrela binaria— que sí sembla estar vinculada físicament en el sistema Mizar, si be la separació entre Mizar i Alcor s'estima en unes 74 000 ua.[12]

Atres tres de les estreles més lluentes de la constelació, Merak (β Ursae Majoris), Phecda (γ Ursae Majoris) i Megrez (δ Ursae Majoris), són també estreles blanques de la seqüència principal, de tipo A1V,[13] A0V[14] i A2Vn[15] respectivament. Megrez és la més massiva de les tres en una massa 2.4 voltes major que la del Sol, mentres que al voltant de Merak s'estén un disc circunestelar d'enrunes, detectat per l'excés d'emissió en l'infrarroig. Phecda té com a companyera estelar una nana taronja el periodo de la qual orbital és de 20.5 anys.[16] Aixina mateix, κ Ursae Majoris és una atra binaria composta per dos estreles blanques de la seqüència principal que orbitan entre sí cada 35.6 anys.[17] λ Ursae Majors és una subgigante més evolucionada, de tipo A1IV, en una massa de 2.1 masses solars. φ Ursae Majoris és una binaria en dos subgigantes blanques de tipo A3IV en un periodo orbital de 105.4 anys.[18]

ν Ursae Majoris —cridada Alula Borealis—[7] i ψ Ursae Majoris són jagantes taronges de tipo K3III i K1III respectivament; la primera té un diàmetro 57 voltes major que el del Sol i la segona és 19.7 voltes més gran que la nostra estrela. ο Ursae Majoris (Muscida)[7] és una atra jaganta més calenta de tipo G5III i 5266 K de temperatura en un contingut metàlic menor que el del Sol ([M/H] = -0,11)[19]

Entorn a la jaganta de tipo K1III π2 Ursae Majoris s'ha detectat un planeta que té a lo manco 7.1 voltes la massa de Júpiter i orbita a 0.87 ua d'ella.[20] En l'Orsoa Major també es poden observar vàries jagantes roges de tipo M lluents. μ Ursae Majoris, cridada Tania Australis,[7] té tipo espectral M0III i és una binaria espectroscópica en un periodo orbital de 230 dies.[21] Per la seua banda, ρ Ursae Majoris és una estrela de la branca asintòtica jaganta de tipo M3III; té una temperatura superficial de 3279 K  i un radi 59 voltes més gran que el del Sol. Una atra jaganta de tipo M2III és 83 Ursae Majoris, el radi —calculat del qual a partir de la mida de la seua diàmetro angular—[22] és 78 voltes més gran que el ràdio solar.


Entre les variables de l'Orsoa Major destaca W Ursae Majoris, la variabilitat de la qual va ser detectada per primera volta per Muller i Kempf en 1903.[23] És una binaria eclipsante de contacte les components del qual compartixen una capa exterior comuna, per lo que abdós estreles tenen el mateix tipo espectral, G2Vn.[24] L'òrbita del sistema és circular en un periodo orbital de sol 0.3336 dies, o huit hores i 23 segons.[25] És el prototip d'esta classe de variables, conegudes com variables W Ursae Majoris.[23] Una atra variable d'este tipo en la constelació és AW Ursae Majoris, sent el seu periodo llaugerament major, 0.4387 dies. Per una atra part, la variable Z Ursae Majoris és una jaganta roja que la seua periodicitat semirregular és el resultat de varis periodos de pulsació diferents dins de l'estrela.[26] 83 Ursae Majoris (IQ Ursae Majoris) és una atra jaganta roja de tipo M2III en un contingut en metals molt baix ([Fe/H] = -1.03) [27] i igualment una variable semirregular la lluentor de la qual varia 0.06 magnituts. De molt distintes característiques és SU Ursae Majoris, una nova nana dins del grup de les variables cataclísmicas.[28]

Òrbites dels planetes entorn a 47 Ursae Majoris

En esta constelació es troben vàries nanes grogues anàlogues al Sol.

π1 Ursae Majoris, de tipo G0.5V,[29] és una estrela jove de 200 millons d'anys d'edat;[30] classificada com variable BY Draconis, va ser la primera estrela de tipo solar en a on es va observar l'emissió d'una llamarada de rajos X.[31] 61 Ursae Majoris és una estrela de tipo G8V, més freda i de menor tamany que el Sol, situada a 31.1 anys llum.[32] Alguna cosa més alluntada —a 41.9 anys llum—, 36 Ursae Majoris és una estrela de tipo F8V en una temperatura efectiva de 6110 K; s'ha senyalat la possible presència d'una tènue nana roja o nana marró al voltant d'ella en una òrbita molt excèntrica (ε = 0.8). Més calent i evolucionada, θ Ursae Majoris és una subgigante de tipo F6IV en una lluminositat 7.9 voltes major que la del Sol.[33]

47 Ursae Majoris —denominada Chalawan per l'IAU—[7] és una estrela de tipo G1V[34] a on s'han descobert tres planetes extrasolars a 2.1, 3.4 i 12.6 ua de l'estrela.[35] De tipo espectral G0V, 16 Ursae Majoris és una estrela més vella que el Sol en una companyera estelar que té un periodo orbital de 16.23 dies. HD 89744 és una estrela blanc-groga de tipo F7V en dos planetes orbitando entorn a ella, en periodos orbitales de 257 i 6974 dies respectivament. Un planeta notable és HD 80606 b, que orbita entorn a una estrela de tipo G5V; este planeta es caracterisa per ser l'exoplaneta en major excentricitat (ε = 0.932) descobert fins a la data, variant la seua temperatura de 800 K a 1500 K en sol sis hores.[36] Nasti —nom que rep HD 68988—[7] és una atra nana groga en un planeta i una nana marró 15 voltes més massiva que Júpiter.[37] Per últim, HD 98618 és un bessó solar els paràmetros del qual de temperatura, metalicitat i edat són casi indistinguibles dels solars. El seu lluminositat és lleument superior a la lluminositat solar, aproximadament un 6 % major.

Posició de les estreles i nanes marrons més pròximes al Sol (Lalande 21185 en la part inferior de l'image)

Lalande 21185, la quarta estrela més pròxima al sistema solar —a 8.31 anys llum—, es troba en esta constelació. És una nana roja tènue de tipo M2.0V en una lluminositat equivalent al 2 % de la lluminositat solar i una metalicitat —abundància relativa d'elements més pesats que l'heli— igual al 52 % de la solar. A 0.079 ua d'ella orbita un planeta extrasolar la massa del qual és, a lo manco, 2.69 voltes major que la de la Terra;[38] la presència d'un segon planeta, en una massa a lo manco 14 voltes major que la de la Terra, va ser confirmada en 2021.[39] Igualment, entorn a la nana roja HIP 57050 s'han descobert dos planetes, que orbitan a 0.17 i 0.91 ua.[40] Un atre sistema estelar propenc a nosatres és Gliese 412, compost per dos nanes roges de desigual massa separades entre sí aproximadament 140 ua; la més tènue és una estrela fulgurant que rep el nom, sobre variable, de WX Ursae Majoris.[41] Groombridge 1618, distant tres anys llum de Gliese 412 i 15.9 anys llum del sistema solar, és una nana taronja de tipo K7V i 3947 K de temperatura la lluminositat del qual correspon al 4.6 % de la que té el Sol. Per una atra part, en l'Orsoa Major es troba la tercera estrela en un major moviment propi, Groombridge 1830. És una estrela subenana del halo galàctic[42] que la seua metalicitat equival al 9 % de la que té el Sol.[43] Igualment, SDSS J110217.48+411315.4 és una nana blanca «ultrafría» que, en una temperatura de sol 3565 K, també es considera una possible visitant procedent del halo galàctic.[44] En contrast, WD 0948+534 és una de les nanes blanques riques en hidrogen més calents que es coneixen, alcançant la seua temperatura efectiva 105 000 ± 5000 K; la seua massa estimada és 2/3 de la massa solar.[45]

Image de mosaic de M82 obtinguda en el telescopi espacial Hubble

Un atre objecte d'interés en la constelació és M97 o nebulosa del Muçol, una nebulosa planetària situada a uns 2900 anys llum.[46] És una nebulosa molt complexa l'edat estimada de la qual és de 8000 anys. La seua estrela central, una nana blanca, té una massa compresa entre 0.55 i 0.60 masses solars i una temperatura de 94 000 K.[47]

Per una atra part, en l'Orsoa Major es troben vàries galàxies notables. M81, coneguda com galàxia de Bode, és una galàxia espiral distant 11.8 millons d'anys llum,[48] una de les més propenques més allà del Grup Local. Possiblement siga la galàxia més important de l'agrupació galàctica de M81. Una única supernova ha segut detectada en M81; batejada com SN 1993J, va ser una supernova de tipo II descoberta el 28 de març de 1993 en Espanya per F. García. Pel contrari, M82, cridada galàxia del Cigarro, és una galàxia irregular prototip de galàxia en brot estelar, caracterisada per una elevada taxa de formació estelar en el seu centre, l'orige del qual sembla deure's a l'interacció gravitatoria en la galàxia de Bode fa entre 200 i 500 millons d'anys.

Una atra galàxia prominent és M101, una de les galàxies més grans en el veïnat del Grup Local en un diàmetro de més del doble que el de la Via Làctea; es caracterisa tant per la seua riquea en gas per a formar noves estreles com pel seu elevat número de regions H II. Conté 1000 millons d'estreles, dèu voltes més que la nostra galàxia,[49] i es pensa que fa 200 millons d'anys va tindre una trobada propenca en NGC 5474.[50] M108 i M109 són també galàxies espirals més alluntades —a 31 i 85 millons d'anys llum respectivament—, la segona d'elles catalogada com espiral barrada de tipo «theta», observant-se com un punt brumoso.[51]

Image del Hubble de NGC 3079

NGC 2787 és una galàxia lenticular distant 24 millons d'anys llum que té una regió nuclear en llínees d'emissió de baixa ionisació (LINER). Aixina mateix, NGC 3079 i NGC 3310 són sengles galàxies en brot estelar la taxa del qual de formació estelar és molt superior al d'una galàxia normal. El telescopi espacial Hubble ha permés observar com en el núcleu de NGC 3079 existix una bombeta grumosa de gas calent que s'eleva des d'una caldera de matèria incandescent.[52] Per la seua banda, NGC 3310 conté varis centenars de cúmuls estelars, podent cada u d'ells donar lloc al naiximent de fins a un milló d'estreles.[53]

Per últim, és també interessant la galàxia I Zwicky 18, de la que en un principi es va pensar que era la galàxia més jove del nostre entorn en una edat de 500 millons d'anys;[54] no obstant, posteriors observacions en el telescopi Hubble sugerixen que la seua formació estelar va començar fa a lo manco mil millons d'anys i inclús fa dèu mil millons d'anys. Per lo tant, sembla haver-se format al mateix temps que el restant de les galàxies.[55]

Estreles principals

Image de l'Orsoa Major capturada en Celestia
A partir de la posició de Merak (β) i Dubhe (α) es pot trobar l'estrela polar
Estrela doble Alcor i Mizar
Curva de llum de la variable W Ursae Majoris
Moviment orbital d'HD 80606 b

Vore també

Notes i referències

  1. ↑ Till Credner. «Visual Constellations» (en en). The Deep Photographic Guide to the Constellations.
  2. ↑ V* eps UMa -- Variable Star of alpha2 CVn type (SIMBAD)
  3. ↑ “33 New Stellar Angular Diameters from the NPOI, and Nearly 180 NPOI Diameters as an Ensemble” . The Astronomical Journal 166 (6): 268. doi:10.3847/1538-3881/ad08be. ISSN 0004-6256. Bibcode: 2023AJ....166..268B.
  4. ↑ “Very Wide Binaries and Other Comoving Stellar Companions: A Bayesian Analysis of the Hipparcos Catalogue” . The Astrophysical Journal Supplement 192 (1). doi:10.1088/0067-0049/192/1/2. Bibcode: 2011ApJS..192....2S.
  5. ↑ (2010).«Modelling the light variability of the Ap star ε Ursae Majoris».Astronomy and Astrophysics.524(A66)
    9 pp..Consultat el 1 d'octubre de 2025.
  6. ↑ alf UMa -- Spectroscopic binary (SIMBAD)
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 7,5 «IAU-Catalog of Star Names (CSN)». Consultat el 5 d'abril de 2021.
  8. ↑ eta UMa -- High proper-motion Star (SIMBAD)
  9. ↑ “Angular Sizes, Radii, and Effective Temperatures of B-type Stars from Optical Interferometry with the CHARA Array” . The Astrophysical Journal 873 (1). doi:10.3847/1538-4357/ab04b2. Bibcode: 2019ApJ...873...91G.
  10. ↑ “Stellar Astrophysics with a Dispersed Fourier Transform Spectrograph. II. Orbits of Double-lined Spectroscopic Binaries” (2011). The Astronomical Journal 142 (1): 6. doi:10.1088/0004-6256/142/1/6. Bibcode: 2011AJ....142....6B.
  11. ↑ “Lithium and metal abundances in long period AM binaries” (1998). Astronomy and Astrophysics Supplement 128 (3): 497. doi:10.1051/aas:1998160. Bibcode: 1998A&AS..128..497I.
  12. ↑ “Discovery of a Faint Companion to Alcor Using MMT/AO 5 μm Imaging” (2010). The Astronomical Journal 139 (3): 919–925. doi:10.1088/0004-6256/139/3/919. Bibcode: 2010AJ....139..919M.
  13. ↑ * bet UMa -- High Proper Motion Star (SIMBAD)
  14. ↑ Name Phecda - Emission-line Star (SIMBAD)
  15. ↑ * del UMa -- High Proper Motion Star (SIMBAD)
  16. ↑ “Photocentric orbits from a direct combination of ground-based astrometry with Hipparcos II. Preliminary orbits for six astrometric binaries” (2010). New Astronomy 15 (3): 324–331. doi:10.1016/j.newast.2009.09.006. Bibcode: 2010NewA...15..324G.
  17. ↑ “The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog” (2001). The Astronomical Journal 122 (6): 3466. doi:10.1086/323920. Bibcode: 2001AJ....122.3466M.
  18. ↑ «Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars (WDS-ORB6)».
  19. ↑ «On the physical nature of the Wilson-Bappu effect: revising the gravity and temperature dependence».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.513(1)
    906–924.ISSN 0035-8711.doi:10.1093/mnras/stac929.
  20. ↑ (2007).«Discovery of a planet around the K giant star 4 Ursae Majoris».Astronomy and Astrophysics.472(2)
    649–652.doi:10.1051/0004-6361:20066987.
  21. ↑ “Hipparcos Photocentric Orbits of 72 Single-lined Spectroscopic Binaries” (2013). The Astronomical Journal 145 (3): 81. doi:10.1088/0004-6256/145/3/81. Bibcode: 2013AJ....145...81R.
  22. ↑ “A catalogue of stellar diameters and fluxes for mid-infrared interferometry” (2019). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 490 (3): 3158-3176.
  23. ↑ 23,0 23,1 «W Ursae Majoris». AAVSO. Consultat el 11 d'abril de 2021.
  24. ↑ V* W UMa -- Eclipsing binary (SIMBAD)
  25. ↑ «Kinematics of W Ursae Majoris type binaries and evidence of the two types of formation».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.357(2)
    497–517.doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08609.x.
  26. ↑ «Z Ursae Majoris». AAVSO. Consultat el 11 d'abril de 2021.
  27. ↑ (2021).«An extensió of the MILES library with derived Teff, log g, [Fe/H, and [α/Fe]»].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.505(3)
    4496-4514.Consultat el 7 de febrer de 2026.
  28. ↑ «SU Ursae Majoris». AAVSO. Consultat el 11 d'abril de 2021.
  29. ↑ 3 UMa - Variable of BY Dra type (SIMBAD)
  30. ↑ «Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics».The Astrophysical Journal.687(2)
    1264–1293.doi:10.1086/591785.
  31. ↑ «EXOSAT detection of an X-ray flare from the solar type star Pi-prime UMa».Astronomy and Astrophysics.157(2)
    217–222.
  32. ↑ 61 Ursae Majoris (SIMBAD)
  33. ↑ «Stellar Diameters and Temperatures. I. Main-sequence A, F, and G Stars».The Astrophysical Journal.746(1)doi:10.1088/0004-637X/746/1/101.
  34. ↑ 47 Ursae Majoris (SIMBAD)
  35. ↑ “Setting the Stage for the Search for Life with the Habitable Worlds Observatory: Properties of 164 Promising Planet-survey Targets” . The Astrophysical Journal Supplement Séries 272 (2). doi:10.3847/1538-4365/ad3i81. Bibcode: 2024ApJS..272...30H.
  36. ↑ Laughlin, G.. “Rapid heating of the atmosphere of an extrasolar planet”. Nature 457 (7229): 562–564. doi:10.1038/nature07649. PMID 19177124. Bibcode: 2009Natur.457..562L.
  37. ↑ An, Qier. “Orbits and Masses for 156 Companions from Combined Astrometry and Radial Velocities, and A Validation of Gaia Senar-Single Star Solutions”. The Astrophysical Journal Supplement Séries.
  38. ↑ “The SOPHIE search for northern extrasolar planets. XIV. A temperate ($T_mathrm{eq}sim 300$ K) super-earth around the nearby star Gliese 411” . Astronomy and Astrophysics A17: 625. doi:10.1051/0004-6361/201935019.
  39. ↑ (2021).«Confirmation of the Long-Period Planet Orbiting Gliese 411 and the Detection of a New Planet Candidate».The Astronomical Journal.163(5)doi:10.3847/1538-3881/ac5c47.
  40. ↑ “The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. First visual-channel radial-velocity measurements and orbital parameter updates of seven M-dwarf planetary systems” (2018). Astronomy and Astrophysics 609. doi:10.1051/0004-6361/201731442. Bibcode: 2018A&A...609A.117T.
  41. ↑ WX Ursae Majoris - Flare Star (SIMBAD)
  42. ↑ Groombridge 1830 (Solstation)
  43. ↑ “Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants” . Astronomy and Astrophysics 480 (1): 91–101. doi:10.1051/0004-6361:20078788. Bibcode: 2008A&A...480...91S.
  44. ↑ (2008).«a Nearby Old Halo White Dwarf Candidate from the Sloan Digital Sky Survey».The Astronomical Journal.136(1)
    76-82.Consultat el 4 de decembre de 2025.
  45. ↑ (2019).«Spectral analysis of the extremely hot DA white dwarf PG 0948+534».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.483(4)
    5291-5300.Consultat el 24 de giner de 2026.
  46. ↑ (2018).«Planetary nebula distances in Gaia DR2».Astronomy and Astrophysics.616(L2)
    4 pp..Consultat el 21 d'abril de 2021.
  47. ↑ (2020).«Catalogue of the central stars of planetary nebulae. Expanded edition».Astronomy and Astrophysics.640(A10)
    17 pp..Consultat el 12 de març de 2024.
  48. ↑ Freedman, Wendy. “The Hubble Space Telescope Extragalactic Distance Scale Project. I. The Discovery of Cepheids and a New Distance to M81”. The Astrophysical Journal 427 (June): 628–655. doi:10.1086/174172. Bibcode: 1994ApJ...427..628F.
  49. ↑ Plait, Phil (28 de febrer 2006). Hubble delivers again: M101, Slate.
  50. ↑ (2022).«A Dynamical Model of the M101/NGC 5474 Encounter».The Astrophysical Journal Letters.933(2)
    6 pp..Consultat el 29 de febrer de 2024.
  51. ↑ Tens que especificar urlarchiu = i fechaarchiu = al usar {{cita web}}.«Messier 109». SEDS.org. Archivat des d'el original, el 17 de febrer de 2014. Consultat el 6 d'abril de 2020.
  52. ↑ Burst of Star Formation Drives Bubble in Galaxy's Core. Hubblesite (2001)
  53. ↑ «A Galaxy Blazes With Star Formation». Space Daily. Consultat el 1 de setembre de 2020.
  54. ↑ «Hubble Uncovers a Baby Galaxy in a Grown-Up Universe». NASA.
  55. ↑ «Hubble shows 'baby' galaxy is not baix young after all», NASA.

Referències


Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Orsoa_Major&oldid=1504976»