Achernar

Coordenadas: 01 h 37 m 42. 75 s, -57° 14 ' 11. 97 " Achernar (AFI: / akerˈnar/; también conocida por el acrónimo Bayer α Eri / α Eridani / Alfa Eridani) es una estrella azul - blanca de la secuencia principal, perteneciente a la constelación de Eridan. Es una de las pocas estrellas de la primera magnitud aparente, esto es igual a +0.45; esta magnitud la convierte en la novena estrella más brillante en el cielo. Achernar es una de las estrellas más brillantes en el cielo, la menos conocida de la gente: esto se debe a varios factores, en primer lugar, el hecho de que se encuentra en un área del cielo en declinación muy Meridional, prejuicio, por lo tanto, fuera de la vista en toda Europa y grandes partes de América del Norte y Asia; en segundo lugar, los alrededores de esta estrella están desprovistos de estrellas brillantes, o dispuestos para formar asterismos conocido o reconocible Su brillo se debe no tanto a su distancia, que es de 144 años luz, sino especialmente al hecho de que para ser una estrella muy brillante: su masa es de aproximadamente seis a ocho masas solares, y su magnitud absoluta es igual a-2, 72. A pesar de esto, es una de las estrellas más interesantes desde un punto de vista científico, siendo una de las más aplastadas a los polos que se conocen.

Achernar es la novena estrella más brillante del cielo. Debido a que 57 ° al sur del ecuador celeste, es visible principalmente desde el hemisferio sur de la Tierra, donde aparece como una estrella muy aislada, en un campo de estrellas débiles, y lejos del rastro brillante claro de la Vía Láctea; tiene un circumpolar de muchas de las grandes ciudades del hemisferio sur, como Ciudad del Cabo, Buenos Aires, Sydney y Melbourne, Wellington. La observación desde el hemisferio norte está muy afectada: no es visible desde ninguna región de Europa, Rusia y la mayoría de los Estados Unidos, donde solo es observable en el más meridional como Texas; en el mar Mediterráneo se hace visible bajo en el horizonte solo desde la costa hacia el sur, Libia y Egipto. Esta posición marcadamente Meridional ha hecho que este objeto no haya sido estudiado hasta hace relativamente poco tiempo, con la puesta en órbita de telescopios espaciales y con la construcción de observatorios astronómicos en el hemisferio sur de la Tierra. Achernar se encuentra en la parte más meridional de la constelación de Eridano, en sus límites con la constelación de tucán e Hidra masculina. El Eridan, que en la cultura greco - latina, representa el río Po, se extiende al suroeste de Orión. Sus dos estrellas más brillantes se encuentran en los extremos norte y sur de la constelación, representando su fuente y boca: la fuente se identifica con Cursa, 5° al sur del ecuador celeste, mientras que la boca se identifica, de hecho, con Achernar. Es una de las estrellas brillantes más solitarias de la bóveda celeste: la única estrella brillante más cercana, Fomalhaut, está a una distancia angular de 39° de Achernar, mientras que Canopo, la segunda estrella más brillante en el cielo, así como la segunda estrella aparentemente brillante más cercana, está a unos 40°. Por otro lado, Achernar es el vértice más septentrional de un triángulo cuyos otros dos vértices están formados por las dos nubes de Magallanes, dos galaxias satélite de la Vía Láctea: están distantes de Achernar 26° y 16°.

Estando a 144 años luz del Sol, Achernar es una estrella relativamente cercana al sol: las dos estrellas se colocan en el mismo brazo de la Vía Láctea, el brazo de Orión. Las coordenadas galácticas de Achernar son 290.84° y-58.79°. Una longitud galáctica de aproximadamente 290.84° significa que la línea ideal que une el sol y Achernar, cuando se proyecta en el plano galáctico, forma con la línea ideal que une el sol con el Centro Galáctico un ángulo de aproximadamente 290°. Esto implica que Achernar está ligeramente más cerca del centro galáctico que el sol. Una latitud galáctica de - 58.79° significa que Achernar se encuentra bastante al sur del plano galáctico, en el que se colocan tanto el sol como el Centro Galáctico. La estrella más cercana a Achernar, a 3,4 años luz de distancia, es HD 10678, una enana amarilla de clase espectral G6V que tiene una magnitud aparente de 8,40. Sigue en orden de proximidad, a 4,9 años luz, LTT 855, una enana naranja de clase espectral K4V y de magnitud aparente 9,91. Para encontrar una estrella más brillante que HD 10678 uno tiene que moverse a 12 años luz de Achernar, donde se encuentra HD 13246, una estrella blanco-amarilla de secuencia principal, clase espectral F8V, con magnitud aparente 7.50.

Las clasificaciones de Achernar varían en el rango entre la clase B3 y la clase B6. Además, en cuanto a la clasificación MMK, Achernar se ha atribuido tanto a la clase de subgigantes como a la clase de estrellas pertenecientes a la secuencia principal. Nazé (2009). la clasificación como una estrella de tipo B6Vpe, donde p significa estrella peculiar y e indica que pertenece a la clase de estrellas Be. Tomando esta clasificación por sentado, Achernar es una estrella azul - blanca de la secuencia principal, que está fundiendo el hidrógeno presente en su núcleo en helio. Las estrellas de la clase Achernar son muy brillantes. De la magnitud aparente de esta estrella y su distancia, se puede deducir que emite, en la banda de lo visible, una radiación 1. 070 veces La del Sol. La masa de Achernar se estima entre 6 y 8 veces la de solar. Este hecho y la probabilidad de que la estrella pierda grandes cantidades de materia en el curso de su evolución nos lleva a creer que no explotará como una supernova al final de su ciclo de vida, sino que se convertirá en una enana blanca muy masiva como Sirio B. Según algunas hipótesis, Achernar tiene una edad de unos 55 millones de años y, aunque todavía no ha abandonado la secuencia principal, lo hará dentro de unos pocos millones de años. Achernar es la estrella Be con el brillo aparente más alto de toda la bóveda celeste, así como la más cercana a la Tierra. Las estrellas Be son estrellas de clase espectral B caracterizadas por una alta velocidad de rotación. Esta velocidad implica un marcado aplastamiento en los polos, causado por la fuerza centrífuga, así como la presencia de un disco circunestelar formado por materia gaseosa expulsada de la estrella en las zonas ecuatoriales de la misma. El disco es responsable de la aparición de líneas de emisión de hidrógeno y otros elementos ionizados, que normalmente parecen más débiles. La letra e indica precisamente la presencia de tales líneas. Dado que el estadio Be es una etapa de transición de una estrella de tipo B, debe haber otros factores, además de la alta velocidad de rotación, son responsables de la formación del disco circumstellare: han sido llamados porque el pulso no es radial a la que la estrella está sujeta, o actividad magnética, o la presencia de un compañero. Las estrellas Be representan el 17% de las estrellas no Supergigantes de Clase B de nuestra galaxia. Las subclases espectrales con mayor frecuencia de estrellas Be son B1 y B2. En 2002 Achernar fue objeto de observaciones por Domiciano de Souza y sus colegas (2003) que utilizaron el potente interferómetro del Very Large Telescope. El equipo de estudiosos fue capaz de reconstruir la forma del disco estelar, que resultó ser sorprendentemente aplastado: la estrella aparece como una'' elipse con un eje mayor que 2.53 ± 0.06 mas y un eje menor que 1.62 ± 0.01 mas. La elipse está inclinada 39 ° ± 1° con respecto a la línea Este - Oeste. Sin embargo, la forma del disco que aparece a los instrumentos, aunque nos da indicaciones sobre la forma real de la estrella, solo proporciona restricciones con respecto a ella y no la indica inequívocamente: en particular, hasta que sepamos la inclinación del eje de rotación de la estrella, no tendremos una idea precisa de su aplastamiento real. Una posibilidad es que el eje de rotación coincida con el eje menor de la elipse que aparece en las observaciones, y el Ecuador estelar con su eje mayor. En ese caso veríamos Achernar "corte" . En la distancia de 144 años luz, esto implicaría un radio polar de 7,7 ± 0.2 R ⊙ y un radio ecuatorial de 12,0 ± 0.4 R ⊙. En consecuencia, la relación entre el radio ecuatorial y el radio polar Achernar sería de 1,55. Sin embargo, el eje de rotación puede estar inclinado por menos de 90° con respecto a nuestra línea de visión, es decir, no podemos ver "corte" Achernar. En ese caso, mientras que el radio ecuatorial siempre sería 12.0 ± 0.4 r⊙, el radio polar sería menor que 7.7 ± 0.2 R. Y por lo tanto la relación entre los dos rayos mayor que 1.55. Usted puede, sin embargo, un límite a la inclinación del eje con respecto a nuestra línea de visión: de hecho, la velocidad de rotación de Achernar en el ecuador, multiplicado por el seno del ángulo de inclinación del eje de rotación (v eq × sen i) se calculó a 225km/s. Es necesario asumir que la velocidad de la ecuatorial no ser más críticos, más allá de que la estrella sería destruido. Para una estrella de la masa de Achernar este valor es de aproximadamente 315km / S. se deduce que la inclinación con respecto a nuestra línea de visión no puede ser inferior a 46°, porque si i =46°, entonces la velocidad de rotación de la estrella sería igual a esa crítica. Sin embargo, incluso para valores de poco más de 46°, la gravedad superficial en el Ecuador tendería a cero y por lo tanto Domiciano de Souza y colegas (2003) tienen en cuenta solo hipótesis en las que el eje de rotación está inclinado por lo menos 50°. Concluyen que 50 ° ≤ I ≤ 90°. Domiciano de Souza y sus colegas (2003) calculan que, incluso suponiendo que Achernar gira al 96% de su velocidad crítica, según la teoría, debería tener un radio polar de 8,3 R ⊙. Sin embargo, como se mencionó, las mediciones interferométricas reportan un radio polar máximo de 7.7 R under bajo el supuesto de que I = 90° y por debajo si i & lt; 90°. Por lo tanto, el aplastamiento de la estrella es demasiado alto en comparación con las predicciones teóricas. Para conciliar las observaciones con la teoría, Domiciano de Souza y sus colegas (2003) hipotetizan que una rotación diferencial del núcleo de la estrella en relación con su superficie: el núcleo, en particular, giraría más rápido que la superficie. Esta hipótesis fue retomada y desarrollada por Jackson y sus colegas (2004): confirman que el modelo de rotación diferencial puede explicar el aplanamiento observado; sin embargo, la eliminación de las áreas ecuatoriales del núcleo resultaría en una disminución de la temperatura de estas áreas que impiden la asignación de clase Achernar espectral B. Otra posible explicación de la discrepancia entre el aplastamiento detectado, y las predicciones teóricas ha sido adelantada por Vinicius y colegas (2006), que asumen que en el momento de la observación, la estrella estaba rodeada por un disco de gas, que es característico de las estrellas Be: el disco distorsiona la imagen de la estrella, haciéndola parecer más oblonga que en la realidad. Esta hipótesis fue retomada por alcachofas y colegas (2008), quienes asumen que la inclinación del eje de rotación es de aproximadamente 65°, y entonces el radio polar es igual a 7, 3 R ⊙; sin embargo, según sus modelos, el radio ecuatorial sería solo a 1, 5 veces un polar, es decir, alrededor de 11 r.. El valor más alto detectado por las observaciones interferométricas sería debido a la presencia del disco de gas que rodea Achernar. Un modelo similar implica que la velocidad de rotación es cercana a la crítica (alrededor del 99% de ella). Por otra parte alcachofas y colegas (2008) hipotetizan que la temperatura de la superficie de la estrella es de 20. 000 K en los polos; debido al aplastamiento de la estrella que hace que los polos estén mucho más cerca de su núcleo que el ecuador, y por lo tanto mucho más caliente, la temperatura en el Ecuador sería de solo 3. 500 K y la radiación emitida 1100 veces más alta que los polos que el Ecuador. En este modelo el brillo bolométrico de la estrella es 3. 150 L L. Como se mencionó, en el Achernar visible es de aproximadamente 1. 100 veces más brillante que el sol. Pero para comparar el brillo absoluto de esta estrella con el del sol es necesario tener en cuenta también la cantidad de radiación ultravioleta emitida. Dado que esta cantidad depende de la temperatura de la superficie de la estrella y dado que esta temperatura no es constante a lo largo de su superficie, solo mediante modelos precisos de la forma y la variación de temperatura entre las diferentes áreas de la superficie se puede suponer Cuál es su brillo absoluto. El de alcachofes and colleagues (2008) es un modelo suficientemente preciso para estimar este brillo. Como todas las estrellas be, Achernar produce un disco de gas: una de las causas de la formación del disco está ciertamente representada por su alta velocidad de rotación. Dado que Achernar es la estrella más cercana a nosotros, no es de extrañar que sea uno de los objetos privilegiados en el estudio de los discos circumstelares de Las estrellas Be. Vinicius et al (2006) analizaron las oscilaciones en las líneas espectrales de hidrógeno, helio y magnesio en el espectro electromagnético de Achernar; identificaron un ciclo de 2,04 días, que interpretan como coincidente con el período de rotación de la estrella sobre sí misma. Probablemente es producido por los gases que rodean la estrella y que giran con ella. Analizando las variaciones en la línea a largo plazo de hidrógeno, los investigadores han llegado a la conclusión de que es posible localizar un ciclo de 14 - 15 años: el comienzo del ciclo está representado por fuertes Emisiones y se interpreta como la erupción de gas de la superficie de la estrella con la consiguiente formación de un disco circumstellare inicialmente muy denso; las siguientes líneas de emisión interpretado como la lenta disipación del disco circunestelar, que se agota en una década; finalmente, durante 4-5 años, Achernar vuelve a ser una estrella normal de Clase B sin emisiones Otros períodos de 1,3 días, 0,78 días y 0,58 días se interpretan como debidos a pulsaciones no radiales del astro. En este punto usted tiene una nueva erupción y el ciclo comienza de nuevo. Las formas en que se forma y se alimenta el disco circunestelar han sido estudiadas por alcachofas y colegas (2007). Dado que los investigadores han detectado, además de variaciones en días, también variaciones en horas y minutos en las emisiones del disco Achernar, su hipótesis es que el disco no es alimentado por una sola erupción grande, sino por muchas erupciones pequeñas que forman regiones de mayor densidad de gas dentro del disco. Estas regiones tienden a dispersarse y mezclarse con el propio gas del disco durante unos días, formando un anillo de material alrededor de la estrella. Si se producen más erupciones, el anillo aumenta en grosor y consistencia; de lo contrario, si las erupciones terminan, su parte interna cae sobre la estrella, mientras que la parte exterior se disipa lentamente en el espacio interestelar. Además de un disco circunestelar variable, Las estrellas Be poseen un poderoso viento estelar que parte de los polos de la estrella. Como se ha dicho, de hecho, al estar cerca del núcleo, son muy calientes y por lo tanto emiten mucha radiación. La alta presión de radiación resultante es responsable de un viento estelar importante que puede causar que la estrella pierda de la que sale 10 -8 M year por año. El polar de viento Achernar fue estudiado por Kervella & Domiciano de Souza (2006): observaron los alrededores de Achernar a las frecuencias del infrarrojo utilizando el VLT en un período en el que el circumstellare disco estaba prácticamente ausente, y fueron capaces de identificar dos penachos que se extienden desde los polos de la estrella, y que se extienden a 17, 6 ± 4, 9 mas. Emiten 4.7 ± 0,3% de la radiación infrarroja de la estrella. El flujo del viento polar parece constante y no depende de las fases de formación y disipación del disco circunestelar. Observaciones posteriores confirmaron sustancialmente este patrón: los penachos tendrían la forma de dos gaussianas altas cada 9.9 ± 2.3 mas, es decir, aproximadamente 6 Rayos estelares.

Una respuesta en la dirección positiva vino por primera vez con el estudio realizado por Kervella & amp; Domiciano de Souza (2007): mirando el circumstellare disco de Achernar en las frecuencias del infrarrojo medio, han sido capaces de establecer la existencia de un área con emisiones particularmente intensas; está separada de la estrella central de 280 mas, que, a la distancia de 44 parsec, que corresponden a la 12, 3 UA, y tiene un brillo a la que es igual a 1.79% de la de Achernar Las estrellas Be son a menudo parte de un sistema binario. It was then tried to ascertain whether Achernar had a companion. Los autores plantean la hipótesis de que la fuente de emisión es una estrella de secuencia principal, clase espectral A7, con una temperatura superficial de aproximadamente 7. 500 K y una masa de unos 2 M ☉. La diferencia de brillo entre el principal y su compañero en la banda visible es de 5,4 magnitudes (es decir, el principal es 144 veces más brillante que su compañero). Esto significa que la compañera tiene una magnitud aparente de 5.8 y que, por lo tanto, si no estuviera tan cerca de la principal, sería una estrella observable a simple vista, dadas las condiciones óptimas de visibilidad, incluso si pareciera muy débil. Probablemente, el plano de la órbita del compañero corresponde al plano ecuatorial del principal. Las observaciones realizadas por Kervella y sus colegas (2008) han confirmado la presencia de un compañero, llamado Achernar B. El brillo medido en el infrarrojo cercano fue, sin embargo, mayor que el medido en el año anterior: infrarrojo, el componente B se encuentra que posee el 3, 33% del brillo del componente A. Este aumento de brillo sugiere que Achernar B es una estrella espectral de clase A1V, similar a Sirio. La distancia y la masa de los dos componentes sugieren que su período orbital es de aproximadamente 15 años.

El nombre Achernar proviene de la palabra árabe āخر .نهر (ākhir an - nahr) que significa "fin del río" . Este nombre se origina en el hecho de que la estrella se coloca en la desembocadura del Río Eridano. Sin embargo, la atribución de este nombre a Achernar es moderna, ya que se remonta al siglo XVI, cuando fue observada por primera vez por los exploradores europeos: en la antigüedad, la estrella no era conocida por las civilizaciones europeas clásicas debido a su posición mucho más meridional que asumió en ese momento debido a la precesión de los equinoccios. La "boca" del río estaba representada por la estrella más septentrional Acamar, θ Eridani, que se encuentra en la declinación de - 40°: era la estrella más meridional visible para los astrónomos árabes. Ptolomeo no lo menciona, aunque debería haber sido visible desde el sur de Egipto, aunque muy bajo en el horizonte. Este es uno de los hechos que lleva a uno a creer que su catálogo no se basó en observaciones originales, sino que fue compilado a partir de un catálogo anterior de Hiparco de Nicea, ahora perdido. Hiparco, trabajando en Rodas, es decir, a 5° de latitud al norte de Alejandría, no pudo observar la estrella. En el chino Ming el asterismo formado por Achernar, ζ Phoenicis y η Phoenicis fue llamado 水委 (Shu W wěi), que significa corriente impetuosa y sinuosa. De hecho, los astrónomos chinos no habían observado directamente Achernar y habían inferido su existencia a partir de cartas astronómicas occidentales. En astrología se cree que Achernar promete felicidad y éxito al otorgar el derecho moral y la adhesión a los principios religiosos y filosóficos. También se cree que Achernar concede altos cargos en la Iglesia, especialmente en conjunción con Júpiter.

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Secuencia principal estrellas blanco-azul

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