Keid

Keid (ο 2 Eri / ο 2 Eridani / Omicron 2 Eridani / 40 Eridani) es un sistema estelar triple a unos 16,45 años luz de la tierra, perteneciente a la constelación de Eridano. Con una magnitud aparente de 4,43, Keid es visible a simple vista. En 1783 William Herschel lo identificó como una estrella doble. En 1851, Otto Wilhelm von Struve descubrió que la menos brillante de las dos estrellas en el sistema era, a su vez, doble. En 1910 se descubrió que, aunque uno de los dos componentes más débiles era tenue, tenía un color blanco. Esto implicaba que era una estrella muy pequeña. De hecho, era una enana blanca, la primera en ser descubierta.

Keid se encuentra en la parte norte de la gran constelación de Eridanus y, específicamente, en la parte más cercana a la constelación de Orión. Se encuentra justo debajo de la línea que conecta Nu Eridani con el Delta Eridani y parece cercana (aproximadamente 1°) a Beid (ο 1 Eridani), con la que no está conectada físicamente. De hecho, Beid está siete veces más distante de nosotros que Keid. Al estar situado en el norte de la constelación, a solo 7° al sur del ecuador celeste, Keid es observable sin dificultad desde todas las regiones pobladas de la Tierra, a diferencia de las estrellas, en la parte sur de esta vasta constelación. Por otro lado, esta proximidad al ecuador celeste hace que Keid sea circumpolar solo en regiones cercanas al Polo Sur de la Tierra.

Al estar relativamente cerca del Sol, Keid comparte el mismo entorno Galáctico. Sus coordenadas galácticas son 200.75° y - 38.04°. Una longitud galáctica de aproximadamente 200° significa que la línea que conecta el sol y 40 Eridani, si se proyecta en el plano galáctico, la forma con la línea ideal que conecta el sol con el Centro Galáctico un ángulo de 200°; esto implica que Keid está ligeramente más distante del centro galáctico que el sol. Una latitud galáctica de alrededor de - 38° significa que Keid se encuentra al sur del plano en el que se colocan el sol y el Centro Galáctico. De las estrellas más cercanas al sistema dentro de los 10 años luz, solo Epsilon Eridani, ubicada a 6.2 a. L y de magnitud 2.6, sería claramente visible a simple vista desde uno de los componentes de Keid, y solo una de las diferentes enanas rojas presentes estaría justo en el límite de visibilidad a simple vista, Gliese 205. El sol tendría una magnitud de +3,32 y se ubicaría en la constelación de Hércules, mientras que Sirio, aunque más débil (+0,93), seguiría siendo la estrella más brillante del cielo, por delante de Canopo. Obviamente, los componentes del sistema, dada su proximidad, se verían muy brillantes, si se ven entre sí.

Keid A es el componente principal del sistema. Es una estrella de secuencia principal naranja de tipo espectral K1 Ve. Tiene una masa de 0.89 M and y un radio de 0.85 R R. El color naranja de Keid A está determinado por la temperatura de la superficie que es 5. 100 K, más bajo que el del sol en unos 700 K. La superficie radiante más pequeña y la temperatura más baja determinan un brillo que es menor que el del sol: esta estrella tiene de hecho un brillo igual a 0.36 L and y una magnitud absoluta de 5.99. Sin embargo, Keid A es, con mucho, el componente más brillante del sistema, tanto que su magnitud aparente (4, 43) coincide con la del propio sistema. Las emisiones de rayos X de esta estrella atestiguan la presencia de una corona, que parece tener una intensidad comparable a la del Sol. Keid A tiene una edad estimada de 5.6 mil millones de años, ligeramente mayor que la de nuestro Sol. El componente A del sistema es del par B-C 418 UA (aproximadamente 63 mil millones de km). El período orbital es de aproximadamente 8. 000 años. Keid B es una enana blanca de magnitud 9.52 y tipo espectral DA4. Por lo tanto, su radiación está dominada por líneas de hidrógeno. Sin embargo, es solo la capa más externa de esta estrella. Es un estado delgado, que tiene una masa total entre 10 -4 m and y 10 -7 m.. Por lo demás, Keid B está formado principalmente por helio y, sobre todo, carbono. La subclase espectral 4 sitúa a Keid B entre las enanas blancas a temperatura media: su temperatura superficial se estima en torno a 16. 000 - 17. 000 K. en particular, un primer conjunto de medidas dio lugar a 17. 000 ± 200, mientras que una segunda serie, de poco más tarde, dio resultados 16. 400 K y 16. 730 K. las mediciones de la masa y el radio de Keid B han sido durante mucho tiempo un problema. De hecho, desde hace mucho tiempo se sabe que existe una relación precisa entre el radio y la masa de una enana blanca: en particular, el radio es inversamente proporcional a la raíz cúbica de su masa. Ahora, en muchas mediciones realizadas entre los años setenta y los noventa, el radio era demasiado pequeño para una masa que se calculó en 0,43 m ☉. Esto llevó a hipótesis muy complicadas, como que Keid B era el resultado de la fusión de estrellas muy pequeñas. Sin embargo, mediciones más recientes y precisas han permitido reconciliar los dos datos: la masa estimada es de hecho mayor, siendo calculada ahora en 0, 501 ± 0, 011 m m, y estos datos la reconcilian con el radio, que se calcula en 0, 0136 ± 0, 00024 R R, es decir, alrededor de 9. 400km. Keid B es por lo tanto una vez y media el tamaño de la Tierra. La concentración de una masa igual a la mitad de la del sol por volumen de una y media tierra significa que la densidad de Keid B es muy alta, como sucede en todas las enanas blancas. En particular Keid tiene una densidad de un cuarto de tonelada por centímetro cúbico. Dado que la superficie radiante de Keid B es muy pequeña, también lo es su brillo: Keid B tiene un brillo de solo 1.3 10 -3 l++. Cuando Keid B estaba en la secuencia principal, era probablemente la estrella más masiva del sistema. De hecho, cuanto más masiva es una estrella, más rápida evoluciona y, por lo tanto, dado que Keid B es el componente más evolucionado del sistema, inicialmente se suponía que tenía una masa mayor que la de los otros dos componentes. Las fases de inestabilidad que acompañaron las etapas posteriores a las de salida de la secuencia principal llevaron a la estrella a expulsar sus capas externas y por lo tanto perder masa. La distancia media entre Keid B y Keid C es de 35 UA (poco más de 5 mil millones de km). Sin embargo, la órbita es muy excéntrica: e =0.410 y esto lleva a los dos componentes a acercarse hasta 21 UA (poco más de 3 mil millones de km) al periastro y alejarse hasta 49 UA (aproximadamente 7.3 mil millones de km) al afastre. Una órbita se completa cada 252 años. Keid C es una estrella roja de la secuencia principal de tipo espectral M4. 5ve y magnitud aparente 11, 17. Este es el componente menos masivo del sistema, con una masa de solo 0,195 m ☉. Su color rojo está determinado por una temperatura superficial relativamente baja, aproximadamente 3. 500 K. El radio de esta pequeña estrella es el 28% de la Solar. El pequeño radio y la baja temperatura superficial significan que el brillo de esta estrella no es alto: emite solo 7 diezmilésimas de la radiación emitida por el sol. Al igual que muchas estrellas de su clase, Keid C es una estrella llamarada : en estrellas como estas de vez en cuando el campo magnético cortocircuita de manera impredecible, causando un aumento repentino en el brillo en todas las longitudes de onda del espectro. Este es un fenómeno similar al de las erupciones solares. Sin embargo, mientras que las llamaradas constituyen una porción insignificante de la energía emitida por el sol, las que ocurren en las estrellas de clase M de la secuencia principal pueden duplicar el brillo de la estrella. Keid C también tiene una corona que emite rayos X. Es, en comparación con la del Sol, una corona muy intensa, que emite alrededor del 0,14% del brillo total de la estrella.

En julio de 2018 se anunció el descubrimiento, obtenido por el método de velocidades radiales, de un planeta en órbita alrededor de Keid A. El planeta orbita la estrella en aproximadamente 42 días, a una distancia igual a aproximadamente 0,215 veces la de la tierra desde el sol. Con una masa igual a aproximadamente 8 veces y media la de la Tierra, el planeta podría clasificarse como una súper Tierra. A continuación se muestra un prospecto de los componentes del sistema planetario de Kleid.

La estrella principal tiene una metalicidad de = - 0.19, es decir, alrededor del 65% de la metalicidad solar, lo que hace que la formación de planetas terrestres sea bastante probable. La zona habitable de Keid A, donde podría existir un planeta con agua líquida, está a unos 0,63 UA (unos 94 248 000 km) de la estrella. A esta distancia un planeta haría una revolución completa en 203 días terrestres y el diámetro de Keid a aparecería alrededor de un 30% más ancho que el del sol de la Tierra. Un observador colocado en un planeta hipotético orbitando la estrella primaria vería a Keid B brillar con un color blanco y con una magnitud de-7.3, mientras que Keid C brillaría con una magnitud de-5.7 con un color rojo. Por lo tanto, ambos serían claramente visibles a simple vista, mucho más brillantes que Venus visto desde la Tierra. Sería muy poco probable encontrar un planeta en la zona habitable de la enana blanca, porque en la fase de gigante roja incorporaría cualquier planeta colocado en esa zona. Durante las erupciones, Keid C emite grandes cantidades de rayos X, 10. 000 veces la cantidad emitida durante las erupciones solares. Vistas desde Keid C, los otros dos componentes brillerebbero tanto como la luna llena vista desde la Tierra, aunque el color y el tamaño angular sería completamente diferente de un lado, la pequeña enana blanca, 12 veces más cerca de Keid C con respecto a la principal brillerebbe una luz blanca intensa, debido a la alta temperatura de la superficie, por el otro Keid que, a pesar de la mayor distancia de Keid C y la baja temperatura tomando un color amarillo-naranja, es más de 60 veces más grande que la enana blanca Esto sería letal para los seres vivos hipotéticos encontrarse en un planeta en la zona habitable de Keid C.

Al estar cerca del Sol, Keid es mencionado en algunas obras de ciencia ficción. En la novela Dune and other works concerning the universe of Dune, creada por Frank Herbert en 1965, alrededor de la estrella Eridani orbita el planeta Richese, cuarto planeta en orden de distancia de Keid. La enana naranja, 40 Eridani A, es el triple-alrededor único del sistema que puede ser un planeta capaz de albergar vida, ya que la enana blanca durante la fase de gigante roja probablemente ha incorporado cualquier planeta habitado, mientras que la enana roja, como muchos de su clase, es una estrella en la llamarada, por lo que difícilmente podría nacer en un planeta en su vecindad. En el universo de Star Trek Keid A es considerado el sistema estelar de los vulcanos. Aunque este hecho nunca se menciona directamente en ninguna serie de televisión o películas, hay algunas referencias indirectas: el Libro Oficial Star Trek: Star Charts, una afirmación de Gene Roddenberry, y la afirmación del Comandante Tucker de que volcán está a 16 años luz de la Tierra (en la serie Star Trek: Enterprise).

Los árabes llamaron al asterismo formado por las estrellas que pertenecen a la parte más noreste de la constelación nido de avestruz Eridano. Por su proximidad a este asterismo, Beid y Keid recibieron nombres que se referían a él. En particular, Keid proviene del árabe qayd, que significa "cáscara de huevo" , como si fuera un huevo que cayó del nido y se rompió en el impacto.

Estrellas de la constelación Eridan

Triple estrellas

Estrellas de clase espectral de

Estrellas de Clase Espectral K

Estrellas de Clase Espectral M

Enanas rojas

56 Aquilae

Coordenadas: 19 h 54 m 08. 2772 s, -08° 34 ' 27. 16 " 56 Aquilae es una estrella gigante naranja de magnitud 5.79 ubicada en la constelación de Aquila. Está a 3...

38 Aurigae

Coordenadas: 06 h 03 m 17. 9569 s, + 42° 54 ' 41. 632 " 38 Aurigae es una estrella gigante naranja de magnitud 6.09 ubicada en la constelación Auriga. Está a 26...

Estrellas de la constelación Águila

Gigantes rojos

Estrellas de la constelación de Auriga

Esta página se basa en el artículo de Wikipedia: Fuente, Autores, Licencia Creative Commons Reconocimiento-CompartirIgual.
This page is based on the Wikipedia article: Source, Authors, Creative Commons Attribution-ShareAlike License.
contactos
Política de privacidad , Descargos de responsabilidad