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ζ Tauri
Constelación de Tauro map.svg
Círculo rojo.svg
Ubicación de ζ Tauri (en un círculo)
Datos de observación Epoch J2000.0       Equinox J2000.0 ( ICRS )
ConstelaciónTauro
Ascensión recta05 h 37 m 38.68542 s [1]
Declinación+ 21 ° 08 ′ 33.1588 ″ [1]
Magnitud aparente  (V)3.010 [2] (2.88 - 3.17 [3] )
Caracteristicas
Tipo espectralB2 IIIpe [4]
Índice de color U − B−0,749 [2]
Índice de color B − V−0,164 [2]
Tipo variableγ Cas [3]
Astrometria
Velocidad radial (R v )+20 [5]  km / s
Movimiento adecuado (μ) RA:  +1,78 [1]  mas / año
Diciembre:  −20,07 [1]  mas / año
Paralaje (π)7.33 ± 0.82 [1]  mas
Distanciaaprox. 440  ly
(aprox.140  piezas )
Magnitud absoluta  (M V )−2,67 [6]
Órbita [4]
Periodo (P)132,987 d
Semieje mayor (a)1,17  AU
Excentricidad (e)0.0 (asumido)
Inclinación (i)92,8 °
Longitud del nodo (Ω)−58,0 °
Época del periastrón (T)2,447,025.6 HJD
Argumento de periastrón (ω)
(secundario)		0.0 (asumido) °
Semi-amplitud (K 1 )
(primaria)		7,43 km / s
Detalles
ζ Tau A
Masa11,2 [4]  M ☉
Radio5.5 [4]  R ☉
Luminosidad4.169 [7]  L ☉
La temperatura15.500 [7]  K
Velocidad de rotación ( v  sen  i )125 [8]  km / s
Edad22,5 ± 2,6 [9]  Myr
ζ Tau B
Masa0,94 [4]  M ☉
Otras designaciones
Tianguan, 123  Tauri, HR  1910, HD  37202, BD + 21 ° 908, FK5  211, HIP  26451, SAO  77336, GC 6985. [10]
Referencias de bases de datos
SIMBADdatos

Zeta Tauri ( ζ Tauri , abreviado Zeta Tau , ζ Tau ) es una estrella binaria en la constelación zodiacal de Tauro , el Toro. Tiene una magnitud visual aparente de 3,0, [2] que es lo suficientemente brillante como para ser visto a simple vista. Las mediciones de paralaje lo ubican a una distancia de aproximadamente 440 años  luz del Sol . [1]

Los dos componentes se designan Zeta Tauri A (nombre oficial Tianguan / t i AE n ɡ w ɑː n / ) [11] y B.

Nomenclatura [ editar ]

ζ Tauri ( latinizado a Zeta Tauri ) es la designación de Bayer de la estrella ; también lleva la designación Flamsteed de 123 Tauri. Las designaciones de los dos componentes como Zeta Tauri A y B derivan de la convención utilizada por el Catálogo de Multiplicidad de Washington (WMC) para sistemas estelares múltiples , y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU). [12]

En la astronomía china , Zeta Tauri se llama 天 關, Pinyin : Tiānguān, anteriormente transcrito Tien Kwan , que significa Puerta [Fronteriza] Celestial , un asterismo dentro de la mansión de la Red (畢 宿Bì Xiù ) (ver también: constelación china ). [13]天 關 (Tiānguān) también se ha transcrito como Tien Kwan . (Técnicamente, Tiānguān se refiere no solo a Zeta Tauri sino a un asterismo en el que Zeta Tauri es la estrella principal, junto con 113, 126 , 128, 129, 130 y 127 Tauri; ver Tauro (astronomía china) . [14] ) En 2016 , la IAU organizó unaGrupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [15] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN decidió atribuir nombres propios a estrellas individuales en lugar de sistemas múltiples completos . [16] Aprobó el nombre Tianguan para el componente Zeta Tauri A el 30 de junio de 2017 y ahora está incluido en la Lista de Nombres Estelares aprobados por la IAU. [11]

Propiedades [ editar ]

Zeta Tauri es un sistema binario espectroscópico de una sola línea , lo que significa que los dos componentes orbitan tan cerca uno del otro que no se pueden resolver con un telescopio . En cambio, el movimiento orbital del componente primario está indicado por cambios de efecto Doppler en las líneas de absorción en su espectro . Los dos componentes están separados por una distancia estimada de aproximadamente 1,17  unidades astronómicas , o el 117% de la distancia de la Tierra al Sol. Siguen órbitas circulares con un período de casi 133 días. [4]

Comparada con el Sol, la principal, Zeta Tauri A, es una estrella enorme con más de 11 veces la masa y 5-6 veces el radio . [4] Está girando rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de 125 km s −1 . [8] La compañera, Zeta Tauri B, tiene aproximadamente el 94% de la masa del Sol, aunque se desconoce si se trata de una estrella de secuencia principal , una estrella de neutrones o una enana blanca . Si es una estrella de secuencia principal, entonces la masa indica que puede tener una clasificación estelar de G4. [4]

El espectro del componente primario tiene una clasificación estelar de B2 IIIpe. [4] Una clase de luminosidad de 'III' indica que se trata de una estrella gigante que ha agotado el hidrógeno en su núcleo y evolucionó lejos de la secuencia principal . El sufijo 'p' indica una peculiaridad química no especificada en el espectro, mientras que 'e' se usa para estrellas que muestran líneas de emisión . Para las estrellas Be como esta, las líneas de emisión son producidas por un disco de gas circunestelar giratorio, hecho de material que ha sido expulsado de la envoltura exterior de la estrella. Un patrón oscilatorio en este espectro está siendo causado por una onda de densidad en espiral de un solo brazoen el disco. El disco puede estar en precesión por la influencia gravitacional del componente secundario. [4]

Zeta Tauri muestra variación en su espectro y brillo. El Catálogo General de Estrellas Variables lo enumera como una variable eclipsante y una variable Gamma Cassiopeiae , [3] pero puede que tampoco lo sea. [17] [18] Hrvoje Božić y Krešimer Pavlovski, del Observatorio Hvar en Croacia , monitorearon el brillo de Zeta Tauri de 1981 a 1986 y notaron un efecto de eclipse en la curva de luz. [19] Un último estudio de todos los datos fotométricos disponibles , incluida la de la nave espacial Hipparcos , no pudo confirmar la presencia de eclipses. [18]

Ver también [ editar ]

Tigre blanco del oeste

Referencias [ editar ]

  1. ^ a b c d e f 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. ^ a b c d Harmanec, P .; et al. (1980), "Fotometría fotoeléctrica en el Observatorio de Hvar. IV - Un estudio de las variaciones de UBV de un grupo de brillantes estrellas Be del norte", Boletín de los Institutos Astronómicos de Checoslovaquia, Boletín , 31 (3): 144-159, Bibcode : 1980BAICz..31..144H
  3. ^ a b c Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus + 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B / GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat .... 102025S . 1 . Código bibliográfico : 2009yCat .... 102025S .
  4. ^ a b c d e f g h i j Schaefer, GH; et al. (Diciembre de 2010), "Interferometría de infrarrojo cercano de varias épocas del disco espacialmente resuelto alrededor de la estrella Be ζ Tau", The Astronomical Journal , 140 (6): 1838–1849, arXiv : 1009.5425 , Bibcode : 2010AJ .... 140.1838S , doi : 10.1088 / 0004-6256 / 140/6/1838 , S2CID 15939785 
  5. ^ Evans, DS (20 al 24 de junio de 1966). "La Revisión del Catálogo General de Velocidades Radiales". En Batten, Alan Henry; Escuché, John Frederick (eds.). Determinación de velocidades radiales y sus aplicaciones, Actas del Simposio IAU núm. 30 . Determinación de velocidades radiales y sus aplicaciones . 30 . Universidad de Toronto: Unión Astronómica Internacional . pag. 57. Código bibliográfico : 1967IAUS ... 30 ... 57E .
  6. ^ Anderson, E .; Francis, cap. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode : 2012AstL ... 38..331A , doi : 10.1134 / S1063773712050015 , S2CID 119257644 . 
  7. ^ a b Balona, ​​LA; Dziembowski, WA (octubre de 1999), "Excitación y visibilidad de modos de alto grado en las estrellas", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 309 (1): 221-232, Bibcode : 1999MNRAS.309..221B , doi : 10.1046 /j.1365-8711.1999.02821.x
  8. ^ a b Abt, Helmut A .; Levato, Hugo; Grosso, Monica (julio de 2002), "Velocidades de rotación de estrellas B", The Astrophysical Journal , 573 (1): 359–365, Bibcode : 2002ApJ ... 573..359A , doi : 10.1086 / 340590
  9. ^ Tetzlaff, N .; Neuhäuser, R .; Hohle, MM (enero de 2011), "Un catálogo de estrellas jóvenes fugitivas Hipparcos a 3 kpc del Sol", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 410 (1): 190-200, arXiv : 1007.4883 , Bibcode : 2011MNRAS.410 ..190T , doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17434.x , S2CID 118629873 
  10. ^ "zet Tau - Be Star" , SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , consultado el 20 de enero de 2012
  11. ^ a b "Nombrar estrellas" . IAU.org . Consultado el 16 de diciembre de 2017 .
  12. ^ Hessman, FV; Dhillon, VS; Winget, DE; Schreiber, MR; Horne, K .; Marsh, TR; Guenther, E .; Schwope, A .; Heber, U. (2010). "Sobre la convención de nomenclatura utilizada para múltiples sistemas estelares y planetas extrasolares". arXiv : 1012.0707 [ astro-ph.SR ].
  13. ^ (en chino) AEEA (Actividades de exhibición y educación en astronomía) 天文 教育 資訊 網 2006 年 5 月 24 日
  14. ^ Richard Hinckley Allen: Nombres de estrellas - Su tradición y significado: Tauro
  15. ^ "Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  16. ^ "Informe trienal de GT (2015-2018) - Nombres de estrellas" (PDF) . pag. 5 . Consultado el 14 de julio de 2018 .
  17. ↑ Pavlovski, K .; Harmanec, P .; Bozic, H .; Koubský, P .; Hadrava, P .; Kriz, S .; Ruzic,?.; ? Tefl, S. (1997). "Fotometría UBV de las estrellas Be en Hvar: 1972? 1990" . Serie de suplementos de astronomía y astrofísica . 125 : 75–98. Código Bibliográfico : 1997A y AS..125 ... 75P . doi : 10.1051 / aas: 1997213 .CS1 maint: nombres numéricos: lista de autores ( enlace )
  18. ^ a b Štefl, S .; Rivinius, Th .; Carciofi, AC; Le Bouquin, J.-B .; Baade, D .; Bjorkman, KS; Hesselbach, E .; Hummel, CA; Okazaki, AT; Pollmann, E .; Rantakyrö, F .; Wisniewski, JP (2009). "Variabilidad cíclica del disco circunestelar de la estrella Be ζ Tauri. I. Observaciones de seguimiento a largo plazo". Astronomía y Astrofísica . 504 (3): 929. arXiv : 0907.2250 . Bibcode : 2009A & A ... 504..929S . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 200811573 . S2CID 16477132 . 
  19. ^ Bozic, H .; Pavlovski, K. (1988). "Fotometría del Be Star zeta Tauri en 1981-1986: variaciones a largo plazo, orbitales y rápidas reveladas". Boletín del Observatorio de Hvar . 12 (1): 15-25. Código bibliográfico : 1988HvaOB..12 ... 15B .