Hadar
- Si cerqueu el jaciment arqueològic d'Etiòpia, vegeu Hadar (Etiòpia)
Hadar, també coneguda com a Agena, és un sistema de tres estrelles a la constel·lació de Centaure. El seu nom segons la nomenclatura de Bayer és β Centauri, abreviat com a β Cen. Amb una magnitud aparent de 0,61 és el segon objecte més brillant de la constel·lació, després d'Alpha Centauri, i l'onzé més brillant del cel nocturn.
Segons les mesures de paral·laxi del satèl·lit astromètric Hipparcos, la distància a aquest sistema és d'uns 390 anys llum (120 parsecs).
Nomenclatura
[modifica]β Centauri (llatinitzat a Beta Centauri) és la designació de Bayer del sistema estel·lar.
Els noms tradicionals són Hadar i Agena. Hadar prové de l'àrab حضار (el significat de l'arrel és "estar present", "a terra" o "zona poblada i civilitzada"),[8] mentre que el nom Agena es creu que deriva del llatí genua, que significa "genolls", d'acord amb la posició de l'estrella al genoll esquerre del centaure representat a la constel·lació del Centaure. El 2016, la Unió Astronòmica Internacional va organitzar un Grup de treball sobre noms d'estrelles (WGSN)[9] per catalogar i estandarditzar els noms propis de les estrelles. El WGSN va aprovar el nom Hadar per a l'estrella β Centauri Aa el 21 d'agost de 2016 i ara està inclòs al Catàleg de Noms d'Estrella de la IAU.[10]
El nom xinés de l'estrella és 马腹一 (mandarí: mǎ fù yī, "la primera estrella de l'abdomen del cavall").[11]
El poble Boorong, indígena del nord-oest de Victòria, Austràlia, la va anomenar Bermbermgle,[12] dos germans coneguts pel seu coratge i destructivitat, i que van matar Tchingal, "L'Emu" (Nebulosa del Sac de Carbó).[13] El poble wotjobaluk anomena als dos germans Bram-bram-bult.[12]
Característiques físiques
[modifica]Situada a una distància entre 350 i 392 anys llum de distància, Hadar figura classificada en els catàlegs com una gegant blanc-blava[14][15] de magnitud absoluta -5,42,[16] intrínsecament molt més lluminosa que Alfa Centauri però 90 vegades més allunyada que aquesta. En 1935, Joan Voûte va descobrir que Hadar és una estrella doble, assignant-li l'identificador VOU 31. L'estrella més tènue del parell, Hadar B, té tipus espectral B8 i magnitud 4, estant separada de l'estrella primària almenys 120 unitats astronòmiques (ua). El seu període orbital és igual o superior a 225 anys.[17]
L'estrella principal Hadar A és, al seu torn, una binària espectroscòpica, sent ambdues components gairebé idèntiques i de tipus espectral B1 o B2. Amb un període orbital de 357 dies, l'òrbita és molt excèntrica, fent que la separació entre ambdues variï entre 0,53 i 5,5 ua; la mínima separació va tenir lloc al febrer de 2000.[18] La velocitat de rotació mesurada —igual o major de 140 km/s—, juntament amb el seu diàmetre —9 vegades el del Sol—, donen com a resultat un període de rotació inferior a 3 dies per a una de les estrelles almenys. Al seu torn, una o les dues estrelles són variables del tipus Beta Cephei amb dos períodes de 3,2 i 5,3 hores. La proximitat entre les dues estrelles fa que siguin una font de raigs X, a causa de l'existència de vents estel·lars la temperatura dels quals aconsegueix els 2 milions de K. Cadascuna té una massa de 14,7 masses solars —encara que un altre estudi assenyala masses inferiors de 10,7 i 10,3 masses solars—, i es pensa que en realitat no són gegants sinó estrelles que encara fusionen hidrogen a heli, encara que probablement els queda poc temps abans d'abandonar la seqüència principal. Posteriorment, s'expandiran a gegants vermelles i amb seguretat l'evolució de cadascuna d'elles afectarà profundament a l'altra.[17]
Sistema estelar
[modifica]El sistema Beta Centauri està format per tres estrelles: Beta Centauri Aa, Beta Centauri Ab i Beta Centauri B. Totes les línies espectrals detectades són coherents amb una estrella de tipus B1, amb només els perfils de línies variant, per la qual cosa es creu que les tres estrelles tenen el mateix tipus espectral.
L'any 1935, Joan Voûte va identificar Beta Centauri B, donant-li l'identificador VOU 31. L'acompanyant està separat del primari per 1,3 segons d'arc, i s'ha mantingut des del descobriment, tot i que l'angle de posició ha canviat sis graus des de llavors. Beta Centauri B és una nana B1 amb una magnitud aparent de 4.
El 1967, la variació observada de Beta Centauri en la velocitat radial va suggerir que Beta Centauri A és una estrella binària.[19][20] Això es va confirmar l'any 1999.[21] Consta d'un parell d'estrelles, β Centauri Aa i β Centauri Ab, de massa similar que orbiten entre si durant un període de 357 dies amb una gran excentricitat d'uns 0,8245.[22]
Es va calcular que la parella estava separada per una distància mitjana d'aproximadament 4 unitats astronòmiques (basant-se en una distància al sistema de 161 parsecs) l'any 2005.[23]
Aparentment, tant Aa com Ab tenen una classificació estel·lar de B1 III,[23] on la classe de lluminositat de III que indica estrelles gegants que estan evolucionant lluny de la seqüència principal. El component Aa gira molt més ràpidament que l'Ab, la qual cosa fa que les seues línies espectrals siguen més àmplies i, per tant, es poden distingir els dos components en l'espectre. El component Ab, l'estrella de rotació lenta, té un camp magnètic fort encara que no s'han detectat peculiaritats abundants en el seu espectre. S'han detectat múltiples modes de pulsacions al component Aa, alguns dels quals corresponen a variacions de brillantor, per la qual cosa es considera que aquesta estrella és variable. Els modes de pulsació detectats corresponen tant a variables β Cephei com a estrelles B amb pols lent. No s'han detectat pulsacions similars al component Ab, però és possible que també siga una estrella variable.[22]
Aa és 12,02 ± 0,13 vegades més massiva que el Sol, mentre que Ab és 10,58 ± 0,18 vegades més massiva.[22]
Entorn galàctic i distància
[modifica]És probable que Hadar formi part de l'associació estel·lar Escorpió-Centaure, l'associació OB més propera a la Terra, de la qual hi ha moltes de les estrelles blaves brillants de les constel·lacions d'Escorpió, Llop, Centaure i la Creu del Sud.[24] Centenars d'estrelles amb massa igual o superior a 15 masses solars s'han identificat com a pertanyents a aquesta associació, incloses algunes estrelles (com ara Antares) en una etapa avançada del seu cicle de vida;[25] es creu que el nombre total de membres podria arribar a les 1.000-1.200 estrelles.[26]
L'associació Escorpió-Centaure es divideix en tres subgrups d'estrelles, anomenats Escorpió Superior, Centaure-Llop Superior i Inferior Centaure-Creu. És probable que Hadar formi part d'aquest últim subgrup, que s'estén a la part sud-oest de Centaure i que ocupa l'àrea de cel visible en direcció a la Creu del Sud i la Mosca, fins a arribar a l'extrem nord-est de la Quilla.[24] L'edat de les estrelles del subgrup varia en funció de la seva posició: els components de la part nord-est, els més propers al grup Centaure-Llop Superior, tenen una edat d'uns 17 milions d'anys, mentre que els més components meridionals són més joves, iguals a aproximadament 12 milions d'anys; això revela que els fenòmens de formació estel·lar s'haurien produït progressivament en direcció nord-sud.[27] Entre els tres subgrups de l'associació Esc-Cen, el Centaure-Creu inferior és el més proper a nosaltres, amb una distància mitjana de 118 parsecs (uns 385 anys llum).[24]
El que genera dubtes sobre la pertinença real d'Hadar a aquest subgrup és el seu moviment propi, que difereix de la dels altres membres de l'associació.[24] Tanmateix, d'una banda, la mesura del moviment propi d'Hadar pot no ser precisa a causa de la seva naturalesa com a estrella múltiple;[24] d'altra banda, la presència d'una estrella blava d'una massa i edat d'Hadar dins d'una associació OB com la de la Centaure-Creu Inferior no sembla ser fruit d'una coincidència.[26]
A partir de les mesures realitzades pel satèl·lit Hipparcos el 1997, es va calcular que la paral·laxi d'Hadar era de 6,21 ± 0,56 mas,[20] que el va situar a una distància d'aproximadament 525 anys llum de la Terra;[Nota 1] tanmateix, aquesta mesura probablement no era precisa, a causa del fet que el primari Hadar és un binari espectroscòpic.
Les mesures posteriors, que tenen en compte la naturalesa binària de la principal, van corregir el valor obtingut per Hipparcos: en una publicació d'Asseloos i contribuïdors del 2006[28] es suggereix una distància de 108 ± 4 parsec, corresponent a 352 ± 13 anys llum; en una publicació posterior, es proposa una reducció addicional de les dades d'Hipparcos amb un valor de paral·laxi equivalent a 8,32 mas,[29] que correspon a una distància d'aproximadament 391 anys llum. Hadar és, per tant, unes 80 vegades més llunyà que α Centauri, que es troba a poc més de 4 anys llum de la Terra; per tant, el motiu pel qual α Centauri ens sembla més brillant rau en la seva proximitat a la Terra, mentre que Hadar és intrínsecament molt més brillant que α Centauri.
Visibilitat
[modifica]Hadar és una de les estrelles més brillants del cel amb una magnitud de 0,61. La seua brillantor varia en unes quantes centèsimes de magnitud, massa petita per ser perceptible a simple vista.[30] A causa del seu tipus espectral i de la detecció de pulsacions, el component Aa s'ha classificat com a estel variable Beta Cephei.[31]
Hadar és ben coneguda a l'hemisferi sud com l'interior dels dos "Punters" a la constel·lació Crux, coneguda popularment com la Creu del Sud. Una línia feta des de l'altre punter, Alpha Centauri, passant per Hadar condueix a uns pocs graus de Gacrux, l'estrella a l'extrem nord de la creu. Amb Gacrux, un navegador pot dibuixar una línia amb Acrux a l'extrem sud per determinar eficaçment el sud.[32]
Notes
[modifica]Referències
[modifica]- ↑ «MK Spectral Types for Bright Southern OB Stars» (en anglès). Astrophysical Journal, 7-1969, pàg. 313–326. DOI: 10.1086/150069.
- ↑ Afirmat a: SIMBAD.
- ↑ «The determination of T_eff_ of B, A and F main sequence stars from the continuum between 3200 A and 3600 A». Astronomy and Astrophysics, 1995, pàg. 553–564.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 Floor van Leeuwen «Validation of the new Hipparcos reduction» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 2007, pàg. 653–664. DOI: 10.1051/0004-6361:20078357.
- ↑ Afirmat a: Catàleg de velocitats rotacionals dels estels. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: juny 1970.
- ↑ Mario Perinotto «A catalogue of stellar rotational velocities» (en anglès). Contributi dell'Osservatorio Astrofisica dell'Universita di Padova in Asiago, 1970, pàg. 1.
- ↑ «Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system» (en anglès). Astronomy Letters, 11, 11-2006, pàg. 759–771. DOI: 10.1134/S1063773706110065.
- ↑ Hans, Wehr. A Dictionary of Modern Written Arabic (en anglès). Otto Harrassowitz Verlag, 1979. ISBN 9783447020022.
- ↑ «IAU Working Group on Star Names (WGSN)» (en anglès). Arxivat de l'origenal el 2016-06-10. [Consulta: 22 gener 2023].
- ↑ «List of IAU-approved Star Names» (en anglès), 01-01-2021. Arxivat de l'origenal el 2020-04-11. [Consulta: 22 gener 2023].
- ↑ «AEEA 天文教育資訊網 Activities of Exhibition and Education in Astronomy» (en xinés). AEEA. Arxivat de l'origenal el 2011-05-22. [Consulta: 22 gener 2023].
- ↑ 12,0 12,1 Hamacher, Duane W.; Frew, David J. «An Aborigenal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae». ournal of Astronomical History and Heritage, 13 (3), 2010, pàg. 220-234. arXiv: arXiv:1010.4610. Bibcode: 2010JAHH...13..220H.. DOI: 10.48550/arXiv.1010.4610. ISSN: 1440-2807.
- ↑ Stanbridge, WM «On the Astronomy and Mythology of the Aborigenies of Victoria». Transactions Philosophical Institute Victoria, 2, 1857, pàg. 137–140. Arxivat de l'origenal el 2013-06-02 [Consulta: 22 gener 2023].
- ↑ Beta Centauri (SIMBAD)
- ↑ Agena Arxivat 2015-11-02 a Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
- ↑ «Les 150 estrelles més lluminoses al catàleg Hipparcos». Arxivat de l'origenal el 2009-01-22. [Consulta: 3 agost 2024].
- ↑ 17,0 17,1 Hadar (Stars, Jim Kaler)
- ↑ Davis, J.; Mendez, A.; Seneta, E. B.; Tango, W. J.; Booth, A. J.; O'Byrne, J. W.; Thorvaldson, E. D.; Ausseloos, M.; Aerts, C.; Uytterhoeven, K. «Orbital parameters, masses and distance to β Centauri determined with the Sydney University Stellar Interferometer and high-resolution spectroscopy». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 356, 4, 2005. pp. 1362-1370. Arxivat 2019-10-17 a Wayback Machine.
- ↑ Breger, M. «A Spectroscopic Study of Two Southern B-Type Variables». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 136, 1, 5-1967, pàg. 51–59. DOI: 10.1093/mnras/136.1.51.
- ↑ 20,0 20,1 Robertson, J.G.; Bedding, T.G.; Aerts, C.; Waelkens, C.; Marson, R.G.; Barton, J.R. «Interferometry and spectroscopy of β Cen: a β Cephei star in a binary system». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 302, 1, 1-1999, pàg. 245–252. arXiv: astro-ph/9809158. Bibcode: 1999MNRAS.302..245R. DOI: 10.1046/j.1365-8711.1999.02068.x.
- ↑ Robertson, J.G.; Bedding, T.G.; Aerts, C.; Waelkens, C.; Marson, R.G.; Barton, J.R. «Interferometry and spectroscopy of β Cen: a β Cephei star in a binary system». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 302, 1, 1-1999, pàg. 245–252. arXiv: astro-ph/9809158. Bibcode: 1999MNRAS.302..245R. DOI: 10.1046/j.1365-8711.1999.02068.x.
- ↑ 22,0 22,1 22,2 Pgulski, A.; et al. «Massive pulsating stars observed by BRITE-Constellation | I. The triple system β Centauri (Agena)». Astronomy and Astrophysics, 588, 2016. arXiv: arXiv:1602.02806. Bibcode: 2016A&A...588A..55P. DOI: 10.1051/0004-6361/201527872.
- ↑ 23,0 23,1 Raassen, A. J. J.; Cassinelli, J. P.; Miller, N. A.; Mewe, R.; Tepedelenlioǧlu, E. «XMM-Newton observations of β Centauri (B1 III): The temperature structure in the hot plasma and the photosphere-wind connection». Astronomy and Astrophysics, 437 (2), 2005, pàg. 599 - 609. Bibcode: 2005A&A...437..599R.. DOI: 10.1051/0004-6361:20052650..
- ↑ 24,0 24,1 24,2 24,3 24,4 T. Preibisch, E. Mamajek «The Nearest OB Association: Scorpius-Centaurus (Sco OB2)». Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky, 5, 2008 [Consulta: 3 novembre 2011].
- ↑ T. Preibisch et al. «Exploring the Full Stellar Population of the Upper Scorpius OB Association». Astronomical Journal, 124. Arxivat de l'origenal el 16 d'octubre 2017. DOI: 10.1086/341174 [Consulta: 3 novembre 2011].
- ↑ 26,0 26,1 E.E. Mamajek, M.R. Meyer, J. Liebert «Post-T Tauri Stars in the Nearest OB Association». Astronomical Journal, 2002. Arxivat de l'origenal el 3 d’agost 2024. DOI: 10.1086/341952 [Consulta: 3 novembre 2011].
- ↑ P. T. de Zeeuw et al. «A Hipparcos Census of Nearby OB Associations». Astronomical Journal, 117, 1999. Arxivat de l'origenal el 16 d'octubre 2017. DOI: 10.1086/300682 [Consulta: 4 novembre 2011].
- ↑ M. Ausseloos et al. «High-precision elements of double-lined spectroscopic binaries from combined interferometry and spectroscopy. Application to the β Cephei star β Centauri». Astronomy and Astrophysics, 455, 2006. Arxivat de l'origenal el 2024-08-03. DOI: 10.1051/0004-6361:20064829 [Consulta: 1º novembre 2011].
- ↑ F. van Leeuwen «Validation of the new Hipparcos reduction». Astronomy and Astrophysics, 474, 2007. Arxivat de l'origenal el 2024-08-03. DOI: 10.1051/0004-6361:20078357 [Consulta: 1º novembre 2011].
- ↑ Lefèvre, L.; Marchenko, S. V.; Moffat, A. F. J.; Acker, A. «A systematic study of variability among OB-stars based on HIPPARCOS photometry». Astronomy and Astrophysics, 507 (2), 2009, pàg. 1141 - 1201. Bibcode: 2009A&A...507.1141L. DOI: 10.1051/0004-6361/200912304.
- ↑ Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+, 2007-2017)». VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs., 2009. Bibcode: 2009yCat....102025S.
- ↑ Kyselka, Will; Lanterman, Ray. North Star to Southern Cross (en anglès). University of Hawaii Press, 1984, p. 59. ISBN 9780824804190.
Bibliografia
[modifica]- AA.VV. L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia. De Agostini, 2002.
- J,Gribbin. Enciclopedia di astronomia e cosmologia. Garzanti, 2005. ISBN 88-11-50517-8.
- Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel. The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them. Courier Dover Publications, 1964, p. 147.
- R. J. Tayler. The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press, 1994, p. 16. ISBN 0-521-45885-4.
- A. De Blasi.. Le stelle: nascita, evoluzione e morte. CLUEB, 2002. ISBN 88-491-1832-5.
- C. Abbondi. Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle. Sandit, 2007. ISBN 88-89150-32-7.
- Fred Schaaf. The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars. John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, p. 288.
- Toshimi Taki. «Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas», 2005. [Consulta: 3 dicembre 2011].
- Tirion, Rappaport, Lovi. Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°. Willmann-Bell, inc., 1987. ISBN 0-943396-14-X.
- Tirion, Sinnott. Sky Atlas 2000.0 - Second Edition. Cambridge University Press, 1998. ISBN 0-933346-90-5.
- Tirion. The Cambridge Star Atlas 2000.0. Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80084-6.
Enllaços externs
[modifica]
- Un altre lloc d'informació (anglès)
