Beta Gruis
| Beta Gruis | |
|---|---|
 | |
| Clasificare | gigantul rosu |
| Clasa spectrală | M5 III |
| Tipul variabilei | SRB variabil semi-regulat |
| Perioada de variabilitate | 37 de zile |
| Distanța de la Soare | 170 ± 7 ani lumină |
| Constelaţie | Macara |
| Coordonatele | |
| (la momentul respectiv J2000 ) | |
| Ascensiunea dreaptă | 22 h 42 m 40,05 s |
| Declinaţie | -46 ° 53 ′ 04,47 ″ |
| Date fizice | |
| Raza medie | 170 R ⊙ |
| Masa | 3 M ⊙ |
| Perioada de rotație | ? |
| Viteza de rotație | ? Km / s |
| Temperatura superficial | 3.400 K (medie) |
| Luminozitate | 3.900 L ⊙ |
| Metalicitate | ? |
| Vârsta estimată | 450 de milioane de ani |
| Date observaționale | |
| Aplicația Magnitude. | +2,13 |
| Magnitudine abs. | -1,51 |
| Parallax | 19,17 ± 0,75 max |
| Motocicletă proprie | 135,68 mase / an -4,51 mase / an |
| Viteza radială | 1,6 km / s |
| Nomenclaturi alternative | |
Coordonate : 
22 h 42 m 40,05 s , -46 ° 53 ′ 04,47 ″
Beta Gruis ( β Gru / β Gruis / Beta Gruis ) este o stea din constelația Gru . Această constelație a fost definită la sfârșitul secolului al XVI-lea pe baza observațiilor unor navigatori olandezi. Anterior, arabii au considerat că fac parte din constelația din apropiere a peștilor sudici din care a constituit coada. Beta Gruis strălucește la magnitudinea aparentă de +2,13; declinul său este de 46 ° S, ceea ce îi limitează vizibilitatea în multe zone ale emisferei nordice . În special, este vizibil în Italia numai în regiunile sudice, având orizontul sudic liber de obstacole. Beta Gruis se află la aproximativ 170 de ani lumină de Pământ .
Caracteristici fizice
Beta Gruis este o stea gigantă roșie din clasa spectrală M5, a cărei temperatură de suprafață este de 3.400 K. Luând în considerare amploarea aparentă a distanței presupuse și având în vedere că această temperatură stelele emit multă radiație în infraroșu , obținem o luminozitate intrinsecă de 3.900 de ori mai mare decât cea a soarelui . Din aceste date este, de asemenea, posibil să se calculeze raza stelei, care are o dimensiune considerabilă: 120 milioane km , echivalent cu 0,8 UA . Beta Gruis este, prin urmare, de aproximativ 170 de ori mai mare decât Soarele : dacă ar fi plasat în centrul sistemului solar , ar depăși orbita lui Venus . Dimensiunile Beta Gruis sunt determinate de starea extrem de avansată a evoluției sale: și-a început existența acum aproximativ 450 de milioane de ani ca o stea a clasei spectrale B8, având o masă de trei ori mai mare decât cea a Soarelui; prin fuziunea hidrogenului nucleului său în heliu , a dat mai întâi viață unui nucleu compus din acest material; apoi a fuzionat heliul în carbon și oxigen . Prin urmare, structura sa internă include în prezent un miez inert de carbon și oxigen, înconjurat de o coajă de heliu, la rândul său înconjurat de o coajă de hidrogen. Reacțiile nucleare au loc în aceste ultime două cochilii. Creșterea temperaturii miezului, care a avut loc după epuizarea hidrogenului, a împins straturile de suprafață ale stelei, umflându-le la dimensiunea actuală. Această configurație este instabilă, deoarece cojile de heliu și hidrogen tind să pulseze: reacțiile nucleare determină creșteri ale temperaturii și, prin urmare, expansiunea cojilor. La rândul său, această expansiune produce o scădere a presiunii și o consecință a scăderii reacțiilor nucleare. Acest lucru are ca efect prăbușirea cochiliilor și repornirea lor pentru a reporni ciclul. Deoarece viteza de topire a heliului este puternic dependentă de temperatură (este de fapt proporțională cu puterea a treizecea a temperaturii [1] ), variații mici de temperatură sunt suficiente pentru a crește sau a reduce viteza de topire a acestuia dramatic. Variabilitatea Beta Gruis derivă din această instabilitate.
Variabilitate
Beta Gruis este o variabilă semi- regulată de tip SRB care alternează periodicități regulate și mici modificări neregulate. Oscilează între magnitudinea 2 și magnitudinea 2,3. O perioadă obișnuită durează 37 de zile [2] . În viitor, instabilitatea sa este destinată să crească: în următorii milioane de ani va deveni probabil o variabilă de tip Mira caracterizată prin fluctuații mari de luminozitate și dimensiune; datorită acestor oscilații steaua va sfârși prin a pierde straturile exterioare care își vor lăsa neacoperit miezul de carbon inert și oxigen: Beta Gruis va deveni astfel o pitică albă .
Notă
- ^ Bradley Carroll, Ostlie Dale, An Introduction to Modern Astrophysics , ediția a II-a, San Francisco, Addison-Wesley, 2006, pp. 312-313 , ISBN 0-8053-0402-9 .
- ^ Sebastián Otero, Terry Moon, Perioada caracteristică de pulsare a β Gruis ( PDF ), în JAAVSO , vol. 34, 2006, pp. 156-163.
linkuri externe
- ( EN ) Parametrii β Gruis pe SIMBAD , pe simbad.u-strasbg.fr .
- ( EN ) Descrierea β Gruis , pe stars.astro.illinois.edu .
