Mu Cassiopeiae , latinizado de μ Cassiopeiae, es un sistema estelar binario en la constelación de Cassiopeia . Este sistema comparte el nombre Marfak / m ɑr f æ k / con Theta Cassiopeiae , y el nombre era de Al Marfik o Al Mirfaq (المرفق), que significa "codo". [10] Es apenas visible a simple vista como un punto de luz con una magnitud visual aparente de 5,16. [2] El sistema está ubicado a una distancia de 24,6 años luz del Sol según el paralaje , [1]y se acerca con una alta velocidad radial de -98 km / s. [2] Esta estrella se moverá a la constelación de Perseo alrededor del 5200 d. C. [11]
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
---|---|
Constelación | Cassiopeia |
Ascensión recta | 01 h 08 m 16.39470 s [1] |
Declinación | + 54 ° 55 ′ 13,2264 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 5.159 [2] (5.14 / 11.45 [3] ) |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | G5Vb [4] |
Índice de color U − B | +0,10 [5] |
Índice de color B − V | 0,695 ± 0,006 [6] |
Tipo variable | Sospechoso [7] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | −98,3 [2] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: 3.422,23 [1] mas / año Diciembre: −1.598,93 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 132,38 ± 0,82 [1] mas |
Distancia | 24,6 ± 0,2 ly (7,55 ± 0,05 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | 5,78 / 11,6 [8] |
Órbita [6] | |
Compañero | μ Cas B |
Periodo (P) | 21,568 ± 0,015 años |
Semieje mayor (a) | 0,9985 ± 0,0013 ″ |
Excentricidad (e) | 0,5885 ± 0,0011 |
Inclinación (i) | 110,671 ± 0,064 ° |
Longitud del nodo (Ω) | 223,868 ± 0,064 ° |
Época del periastrón (T) | 1.997,2235 ± 0,0067 |
Argumento de periastrón (ω) (secundario) | 330,37 ± 0,18 ° |
Detalles [6] | |
Automóvil club británico | |
Masa | 0,7440 ± 0,0122 M ☉ |
Radio | 0,789 ± 0,008 R ☉ |
Luminosidad | 0,445 ± 0,005 L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 4.515 ± 0.011 cgs |
Temperatura | 5.306 ± 31 K |
Metalicidad [Fe / H] | −0,81 ± 0,03 des |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 2,4 kilómetros por segundo |
Edad | 12,7 ± 2,7 [6] 3,1 [2] 5,9 [9] Gyr |
Ab | |
Masa | 0,1728 ± 0,0035 [6] M ☉ |
Radio | 0,29 [3] R ☉ |
Luminosidad | 0,0062 [3] L ☉ |
Temperatura | 3.025 [3] K |
Otras designaciones | |
μ Cas , 30 Cassiopeiae , BD + 54 ° 223 , FK5 1030, GC 1360, GJ 53, HD 6582, HIP 5336, HR 321, SAO 22024, CCDM J01080 + 5455 , LFT 107, LHS 8, LTT 10460 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Mu Cassiopeiae se da como una estrella estándar para la clase espectral G5Vb, [4] aunque frecuentemente se describe como una subenana , lo que significa que tiene una luminosidad por debajo de la esperada para una estrella de secuencia principal G5 . [12] La metalicidad , o abundancia de elementos pesados, es aproximadamente una sexta parte de la del Sol. [6] Es un poco más pequeño que el Sol con menos masa y menor luminosidad. [6]
Esta es una de las primeras estrellas de alta velocidad identificadas. [6] En comparación con otras estrellas cercanas, como el Sol, este par se mueve a una velocidad relativamente alta de 167 km / s a través de la Vía Láctea, la galaxia . [6] Son estrellas de Población II de bajo contenido de metales que se cree que se formaron antes de que apareciera el disco galáctico.
Compañeros
Hay cinco compañeros visibles de Mu Cassiopeiae enumerados en el Catálogo Washington Double Star . Todos son objetos de fondo distantes más débiles que la magnitud 11. La más brillante de ellas está catalogada como componente B, pero el movimiento propio muy alto de Mu Cassiopeiae ha hecho que casi duplique su distancia de B. Ahora hay otras dos estrellas más brillantes que la magnitud 10 que están más cerca de Mu Cassiopeiae, aunque son también objetos de fondo. [13] Los compañeros C y D están separados entre sí por cuatro segundos de arco y forman un sistema binario sobre4.000 metros de distancia. [14] [15] La propia Mu Cassiopeiae se conoce como una binaria astrométrica , una estrella que oscila debido a la influencia gravitacional de una compañera invisible, y esa compañera ahora se ha resuelto. [3]
En 1961, Nicholas E. Wagman, en el Observatorio Allegheny, descubrió la naturaleza binaria cercana de este sistema . [16] Desde entonces, los elementos orbitales de las dos estrellas se han establecido bastante bien. Las dos estrellas están separadas por un semieje mayor de 7,61 AU con un rango de distancia de 3,3-11,9 AU . [17] En 1966, los componentes individuales fueron resueltos por primera vez por el astrónomo estadounidense Peter A. Wehinger utilizando el reflector de 84 pulgadas en el Observatorio Nacional de Kitt Peak , lo que permite una estimación inicial de masas separadas. [18] La compañera es seis magnitudes (330 veces) más débil que la estrella primaria, y se presume que es una enana roja , una secuencia principal de clase M o una estrella subenana. [3]
Referencias
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enlaces externos
- Heintz, WD; Cantor, BA (1994). "Un estudio astrométrico de cuatro estrellas binarias" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 106 : 363–364. Código Bibliográfico : 1994PASP..106..363H . doi : 10.1086 / 133386 .
- Entrada de SolStation