Anar al contingut

Zeta Reticuli

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià

Zeta Reticuli (ζ Ret / ζ Reticuli) és un sistema estelar binari ampli en la constelació austral de Reticulum situat a 39.5 anys llum (12 parsecs) de la Terra. Visualment la separació entre les dos components és de 310 segons d'arc, per lo que el parell pot ser resolt a simple vista com una estrela doble des del hemisferi sur en cels molt obscurs.

Les dos components del sistema tenen una lluentor similar —magnituts +5,54 i +5,24— i, de fet, són estreles molt semblants. Abdós estreles són anàlecs solars que compartixen característiques similars en el Sol, Zeta 2 Reticuli (HD 20807 / HR 1010), la més pareguda al Sol, té tipo espectral G0V i una temperatura superficial de 5795 K. Lluïx en una lluminositat pràcticament idèntica a la lluminositat solar i està orbitado per un disc de fragments circunestelar. Zeta 1 Reticuli (HD 20766 / HR 1006) té tipo G2V i 5675 K de temperatura, sent la seua lluminositat un 90 % de la del Sol.

Donada la separació angular entre abdós estreles i la seua distància respecte al sistema solar, la separació real entre elles és 3750 UA. El periodo orbital del sistema és de més de 170 000 anys, per lo que no és d'estranyar que no s'haja observat moviment orbital algun. No obstant, el seu moviment comú a través de l'espai confirma que formen un verdader sistema binari. Pertanyen a l'associació estelar de Zeta Herculis que compartixen un orige comú.

Gliese 118 és l'estrela més propenca al sistema estelar Zeta Reticuli, de la que dista 2,8 anys llum.

Nomenclatura

En una declinació de -62°, el sistema no és visible des de la latitut d'Anglaterra de +53°, per tant, mai va rebre una denominació de Flamsteed en el catàlec de l'astrònom John Flamsteed, Història Coelestis Britannica, de 1712. La denominació de Bayer per a este sistema estelar, Zeta (ζ) Reticuli, es va originar en un atles estelar en 1756 per l'astrònom francés Nicolas-Louis de Lacaille.[1] Posteriorment, les dos estreles varen rebre denominacions per separat en la compilació de Bonn, que va ser elaborada entre 1859 i 1903, despuix en el catàlec Henry Draper, publicat entre 1918 i 1924.

Característiques

Zeta Reticuli A i B

L'estrela doble Zeta Reticuli es localisa en la regió occidental de la constelació menor Reticulum, a uns 25' del llímit de la constelació en Horologium. En els cels obscurs del hemisferi sur, les dos estreles poden vore's per separat simple vista, o en uns prismáticos.[2] ζ1 Reticuli té una magnitut aparent de 5.52,[3] ubicant-l'en el llímit entre estreles de magnitut 5 i 6. ζ2 Reticuli és llaugerament més lluent, en una magnitut de 5.22.[3]


Abdós estreles es localisen a distàncies similars del Sol, i compartixen el mateix moviment a través de l'espai,[4] confirmant que estan nugades gravitacionalment i formen un ampli sistema estelar binari. Tenen una separació angular de 309.2 segons d'arc (5.2 minuts d'arc);[5] lo suficientment llunt per a aparéixer com un parell propenc d'estreles separades a simple vista baix condicions de visibilitat adequades. La distància entre les dos estreles és d'a lo manco 3750 UA (0.06 anys llum, o casi prop de 100 voltes la distància mija entre Plutó i el Sol), aixina que el seu periodo orbital és de 170 000 anys, o major.[6]


Les dos estreles compartixen característiques físiques en el Sol,[4] per tant es consideren com bessons solars. El seu classificació estelar és casi idèntica a la del Sol, ζ1 té el 96% de la massa i 84% del ràdio del Sol.[7][8] ζ2 és llaugerament més gran i més lluent que ζ1, en 99% de la massa i 88% del radi del Sol. Les dos estreles són deficients en metals, en solament el 60% de la proporció d'elements distints al hidrogen i heli, comparats en el Sol.[9] Per raons incertes, ζ1 té una abundància anómalament baixa de berili.[10] Dos possibles explicacions són: durant la formació de l'estrela, va experimentar múltiples esclats intensos d'acreció de la seua massa a partir d'un núvol protoestelar que girava ràpidament, o be, l'estrela va experimentar una mescla rotacional derivada d'un periodo de ràpida rotació durant la joventut de l'estrela.[11]

Abdós estreles es consideraven inusuals perque semblaven tindre una lluminositat més baixa de lo normal per a una estrela en seqüència principal de la seua edat i temperatura de superfície. És dir, es troben baix de la curva de la seqüència principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell per a estreles recent formades. No obstant, açò va ser posat en dubte despuix d'usar els paralajes més precisos del catàlec Hipparcos (ESA, 1997). Es va calcular que les estreles tenen lluminositat majors, colocant-les en la seqüència principal.[9] La majoria de les estreles evolucionaran per damunt d'esta curva a mida que envellixen.[5]


ζ1 té un nivell intermig d'activitat magnètica en la seua cromosfera,[12] en una variabilitat errática. S'ha identificat tentativament una activitat a llarc determini de 4.2 anys.[13] ζ2 és més assossegat, mostrant un nivell més baix d'activitat,[14] en un cicle de 7.9 anys, lo que pot indicar que es troba en un estat mínim de Maunder.[13] Encara que la cinemàtica d'este sistema sugerix que va pertànyer a una població d'estreles antigues, les propietats de les seues cromosferas sugerixen que a penes tenen 2 mil millons d'anys d'edat.[15]

Este sistema estelar pertany al grup d'estreles en moviment Zeta Herculis, que compartixen un moviment comú a través de l'espai, lo que sugerix que varen poder tindre un orige en comú. En el sistema de coordenades galàctiques, els components [O, V, W] de la velocitat espacial per a este sistema són iguals a [−70.2, −47.4, +16.4] km/s per a ζ1 i [−69.7, −46.4, +16.8] km/s per a ζ2.[9] Actualment seguixen una òrbita a través de la Via Làctea que té una excentricitat de 0.24. Està òrbita durà al sistema tan prop com 17 400 anys llum (5335 kilopársecs), i tan llunt com 28 600 anys llum (8769 kilopársecs) del centre galàctic. l'inclinament orbital durà a les estreles fins a 1300 anys llum (0.4 kilopársecs) des del pla del disc galàctic.[16] És provable que açò les coloque fora del gros disc de la població d'estreles.[5]

Referències

  1. ↑ Ridpath, Ian (1988). Star Tals (en en), James Clarke & Co.. ISBN 978-0-7188-2695-6. Consultat el 2022-11-15.
  2. ↑ Streicher, Magda(2009-12-01).«Reticulum: The Celestial Crosshairs».Monthly Notes of the Astronomical Society of South Africa.68: 242–246.ISSN 0024-8266.Consultat el 2022-11-15.
  3. ↑ 3,0 3,1 Feinstein, A.(1966-01-01).«Photoelectric observations of Southern clapix-type stars.».Informational Bulletin of the Southern Hemisphere.8: 30.Consultat el 2022-11-15.
  4. ↑ 4,0 4,1 da Silva, L.; Foy, R.(1987-05-01).«Zeta 1 and Zeta 2 RETICULI : a puzzling solar-type twin system.».Astronomy and Astrophysics.177: 204–216.ISSN 0004-6361.Consultat el 2022-11-15.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 Makarov, V. V.; Zacharias, N.; Hennessy, G. S.(2008-11-01).«Common Proper Motion Companions to Nearby Stars: Ages and Evolution».The Astrophysical Journal.687: 566–578.ISSN 0004-637X.doi:10.1086/591638.Consultat el 2022-11-15.
  6. ↑ «Zeta Reticuli». stars.astre.illinois.edu. Consultat el 2022-11-15.
  7. ↑ Takeda, Genya; Ford, Eric B.; Sills, Alison; Rasio, Frederic A.(2007-02-01).«Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Physical Properties of 1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog».The Astrophysical Journal Supplement Series.168: 297–318.ISSN 0067-0049.doi:10.1086/509763.Consultat el 2022-11-15.
  8. ↑ Pasinetti Fracassini, L. E.; Pastori, L.; Covino, S.; Pozzi, A.(2001-02-01).«Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) - Third edition - Comments and statistics».Astronomy and Astrophysics.367: 521–524.ISSN 0004-6361.doi:10.1051/0004-6361:20000451.Consultat el 2022-11-15.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 del Peloso, E. F.; da Silva, L.; Porte de Mello, G. F.(2000-06-01).«zeta 1 and zeta 2 Reticuli and the existence of the zeta Herculis group».Astronomy and Astrophysics.358: 233–241.ISSN 0004-6361.Consultat el 2022-11-15.
  10. ↑ Sants, N. C.; Israelian, G.; Randich, S.; García López, R. J.(2004-10-01).«Beryllium anomalies in solar-type field stars».Astronomy and Astrophysics.425: 1013–1027.ISSN 0004-6361.doi:10.1051/0004-6361:20040510.Consultat el 2022-11-15.
  11. ↑ Viallet, M.; Baraffe, I.(2012-10-01).«Scenarios to explain extreme Be depletion in solar-like stars: accretion or rotation effects?».Astronomy and Astrophysics.546: A113.ISSN 0004-6361.doi:10.1051/0004-6361/201219445.Consultat el 2022-11-15.
  12. ↑ Vieytes, M.; Mauas, P.; Cincunegui, C.(2005-10-01).«Chromospheric models of solar analogues with different activity levels».Astronomy & Astrophysics.441(2): 701–709.ISSN 0004-6361.doi:10.1051/0004-6361:20052651.Consultat el 2022-11-15.(en en)
  13. ↑ 13,0 13,1 Flores, M.; Sus Arancibia, M.; Ibañez Busts, R. V.; Buccino, A. P.(2021-01-01).«Detecting prolonged activity minima in binary stars. The case of ζ2 Reticuli».Astronomy and Astrophysics.645: L6.ISSN 0004-6361.doi:10.1051/0004-6361/202039902.Consultat el 2022-11-15.
  14. ↑ «ζ1 + ζ2 Reticuli binary system: a puzzling chromospheric activity pattern». academic.oup.com. Consultat el 2022-11-15.
  15. ↑ Rocha-Pinte, H. J.; Castilho, B. V.; Maciel, W. J.(2002-03-01).«Chromospherically young, kinematically old stars».Astronomy and Astrophysics.384: 912–924.ISSN 0004-6361.doi:10.1051/0004-6361:20011815.Consultat el 2022-11-15.
  16. ↑ Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J.(2009-07-01).«The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics».Astronomy and Astrophysics.501: 941–947.ISSN 0004-6361.doi:10.1051/0004-6361/200811191.Consultat el 2022-11-15.

Johannes von Buttlar (1983). El fenomen ovni. Ed. Plaça & Janés. Barcelona. pp.169-177.


Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Zeta_Reticuli&oldid=1226156»