Anar al contingut

Vés-la (constelació)

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Vés-la (constelació)

Vés-la o les Veles és una constelació austral, una de les quatre parts en que va ser dividida la constelació de Argo Navis o la Nau Argos, sent les atres Carina (la quilla), Puppis (la popa) i Pyxis (la brúixola).

Característiques destacables

[editar | editar còdic]
Constelació de Vela

Vés-la compartix la denominació de Bayer de les seues estrelas en les atres tres constelacions que formaven part del Argo Navis, per lo que no té estreles α o β. La seua estrela més lluenta, en magnitut 1,75, és γ Velorum, un sistema estelar múltiple que conté l'estrela de Wolf-Rayet més lluenta del cel. Esta és una estrela evolucionada molt calenta —la seua temperatura efectiva és d'aproximadament 47 500 K—[1] i és una de les candidates a supernova més pròximes a la Terra.[2] Està acompanyada per una estrela blava de tipo espectral O7.5III, 363 000 voltes més lluminosa que nostre Sol,[1] que el seu periodo orbital és de 78,53 dies.[3] γ Velorum es troba a 1235 ± 13 anys llum del sistema solar.[4]

La segona estrela més lluenta de Vela és δ Velorum, oficialment cridada Alsephina,[5] sistema estelar triple a 80 anys llum que conté una binaria eclipsante el periodo de la qual orbital és de 45,15 dies.[6][7] Durant l'eclipse, la seua lluentor disminuïx 0,40 magnituts.

L'estrela més externa completa una òrbita al voltant del parell interior cada 143,2 anys.[8] Els tipos espectrals són A2IV i A4V per a les components de la binaria eclipsante, i F8V per a la component exterior; l'edat estimada del sistema és de 400 - 500 millons d'anys.[9]

λ Velorum, coneguda com Suhail,[5] és el tercer astre més lluent de la constelació; és una estrela taronja classificada entre jaganta lluminosa i supergigante, en un radi 210 voltes més gran que el del Sol[10] i llaugerament variable.[11]

Li seguix en lluentor κ Velorum, estrela blanc-azulada de tipo espectral B2IV-V en una lluminositat equivalent a la de 18 400 sols. De la mateixa manera que δ Velorum, també és una binaria espectroscópica[12] en un periodo orbital de 116,65 dies.[13] δ Velorum i κ Velorum, junt en Avior (ε Carinae) i Aspidiske (ι Carinae), formen l'asterisme de la Falsa Creu, versió aumentada pero més tènue de la Cruz del Sur.

μ Velorum és una atra estrela binaria en la constelació, integrada per una jaganta groga de tipo espectral G6III[14] i una acompanyant més tènue de tipo F4V o F5V, sent el seu periodo orbital de 138,5 anys;[15] en 1998 el telescopi espacial Extreme Ultraviolet Explorer va detectar una forta llamarada provinent de l'estrela jaganta que va lliberar una emissió de rajos X casi igual al seu fluix habitual en dita llongitut d'ona.[16] N Velorum és una jaganta de tipo K5III de dos masses solars en un radi 66 voltes més gran que el del Sol. Una atra estrela interessant és φ Velorum, coneguda pel seu nom chinenc Tseen Ke; és una distant supergigante blava —es troba a uns 1600 anys llum— de tipo B5Ib[17] en una lluminositat 11 000 voltes superior a la lluminositat solar. Aixina mateix, i Velorum és una supergigante blanca de tipo A7Ia en una massa 7,8 voltes major que la massa solar. Alguna cosa més calent, b Velorum (HD 74180) és una distant supergigante blanc-groga de tipo espectral F0Ia o F3Ia; en una massa 21,4 voltes major que la del Sol, lluïx en una lluminositat equivalent a 316 000 sols.[18]


Molt més pròxima a nosatres, a 61 anys llum, ψ Velorum és una binaria les components de la qual, de tipo F0IV i F3IV, completen una òrbita al voltant del centre de masses comuna cada 33,95 anys.[19] Aixina mateix, p Velorum és un sistema triple compost per dos estreles de tipo F3IV i F0V que es mouen a curta distància —el seu periodo orbital és de 10,21 dies— i una estrela blanca de la seqüència principal de tipo A6V que ampra 16,54 anys en orbitar entorn al parell interior.[20] Per la seua banda, M Velorum i q Velorum són igualment estreles blanques de la seqüència principal; la primera, de tipo A7V, té una temperatura efectiva de 7977 K, mentres que la segona és una estrela A2V més calenta —8707 K— 22 voltes més lluminosa que el Sol. No molt diferent és i Velorum (HD 95370), catalogada com de tipo A3V o A3IV; en una edat estimada de 548 millons d'anys pot estar evolucionant cap a la fase de subgigante. k Velorum (HD 79940) és una estrela de tipo F3/5V —també classificada com a jaganta— en una lluminositat 29 voltes major que la del Sol.

Image de l'anell de pols que rodeja a V390 Velorum obtinguda en el VLT

Vela conté vàries cefeidas com V Velorum o AH Velorum. La primera oscila entre magnitut 7,19 i 7,95 a lo llarc d'un periodo de 4,3710 dies, mentres que la segona ho fa entre 5,50 i 5,89 cada 4,2271 dies. Una atra cefeida d'interés és RZ Velorum, ya que és una de les més massives —en 9,2 masses solars— i una de les que té un periodo més llarc, de 20,498 dies. En canvi, S Velorum i CV Velorum són binarias eclipsantes; les components de la primera tenen tipo A5Veu i K5IIIe, sent el seu periodo de 5,9336 dies, mentres que en CV Velorum abdós són estreles calentes de tipo B2.5V en un periodo orbital de 6,8895 dies. Més curt és el periodo de la també binaria eclipsante PT Velorum, de 43,2 hores, sent el semieje major de la seua òrbita d'a penes 0,045 ua. En el cas d'OQ Velorum —binaria de contacte de tipo A7V—, el seu periodo és de sol 13,95 hores. Igualment KX Velorum, jagant o supergigante de 13,8 masses solars, deu la seua variabilitat a l'eclipse que es produïx per la presència d'una acompanyant estelar propenca.

En esta constelació també es localisa AI Velorum, prototip d'un grup d'estreles pulsantes denominades variables AI Velorum, semblants a les variables Delta Scuti pero en un major ranc de variació. La seua variabilitat va ser detectada en 1931 per Ejnar Hertzsprung. Una atra variable d'interés és V390 Velorum, estrela en evolució des de la fase de jaganta roja a la fase de nana blanca, transició en a on l'expulsió d'un gran bolic de gas i pols dona lloc a la formació d'una nebulosa planetària.[21]

KQ Velorum és una estrela químicament peculiar que el seu espectre mostra peculiaritats en les bandes d'europi, cromo i silici.[22] Classificada com variable Alfa2 Canum Venaticorum, està acompanyada per una estrela de neutrons de més de dos masses solars. De característiques paregudes és IM Velorum, la superfície de les quals mostra àrees enriquides en liti, europi i oxigen,[23] experimentant pulsacions cada 11,70 minuts.[24]

Curva de llum en banda R de GZ Velorum

GZ Velorum és una jaganta lluminosa i una variable de periodo llarc la lluentor del qual fluctua casi 0,4 magnituts:[25] de tipo K2.5II, té una massa 4,6 voltes major que la del Sol. V348 Velorum és una supergigante de tipo M3Iab i una variable semirregular en un radi casi 800 voltes més gran que el del Sol.[26] LR Velorum és una distant supergigante blava de tipo B6Ia en una massa 30 voltes major que la del Sol, per lo que finalisarà la seua curta vida explotant en forma de supernova; és una variable Alfa Cygni la lluentor de la qual oscila 0,072 magnituts a lo llarc d'un periodo d'1,695 dies. En esta constelació també es troba CPD-57 2874, una supergigante de tipo B[i]; estes són estreles post-seqüència principal molt lluminoses que mostren excés en el infrarrojo per pols circumdant calenta. Es troba a uns 2500 pársecs de distància, té una temperatura efectiva de 20 000 K i una lluminositat més de 100 000 voltes major que la del Sol.[27]

Vela conté vàries estreles en exoplanetas.

HD 75289 és una nana groga alguna cosa més calenta que el Sol que es caracterisa per la seua elevada metalicitat —un 90 % major que la del Sol— i la seua notable abundància de liti (A(Li) = 2,88); posseïx un planeta en una massa a lo manco el 42 % de la massa de Júpiter que es mou molt prop de l'estrela, completant una òrbita en sol 3 dies i mig.[28] Al voltant d'una atra nana groga, HD 93385, s'han descobert tres planetes de tipo supertierra que completen una òrbita cada 7,3, 13,2 i 46 dies respectivament. HD 83443 —denominada Kalausi d'acort a l'UAI—,[5] és una nana taronja de tipo K0V molt rica en metals ([Fe/H] = +0,35) en un planeta que també orbita molt pròxim a la seua estrela, a penes a un 11 % de la distància existent entre Mercurio i el Sol. De característiques paregudes és HD 85390 —cridada Natasha—,[5] al voltant de la qual s'ha descobert un planeta en una massa mínima equivalent a 42 masses terrestres. Gliese 370 (HD 85512) és una atra nana alguna cosa més freda —tipo espectral K5V— que pot albergar un planeta, HD 85512 b, similar a la Terra sobre condicions d'habitabilitat.[29] Añañuca —nom oficial de Gliese 367—[5] és una nana roja de tipo M1.0V en tres planetes; el més intern té una massa inferior a la massa terrestre pero és notòriament dens (10,2 g/cm3), mentres que els atres dos són planetes de tipo «supertierra».[30][31] En la zona de habitabilitat d'una atra nana roja, TOI 1231, s'ha detectat un planeta comparable a Neptú en un radi 3,65 voltes més gran que el radi terrestre i una temperatura d'equilibri de 57º C.

Per últim, en esta constelació es localisa l'exoplaneta WASP-19b —cridat Banksia—,[32] descobert en 2009, notable per tindre el periodo orbital més curt entre tots els planetes coneguts: 0,789 dies o 18,9 hores.[33]

També en Vela es troba Luhman 16 (WISE 1049-5319), sistema binario compost per dos nanes marrons a només 6,6 anys llum del sistema solar. Les masses d'abdós components són 34 i 28 voltes major que la de Júpiter; la separació entre elles és de 3,5 ua, sent el periodo orbital de 27 anys aproximadament.[34][35]

Image en infrarrojo del telescopi espacial Spitzer de HH 46/47

Distant 450 pársecs, HH 46/47 és un complex d'objectes Herbig-Haro en un glòbul de Bok prop de la Nebulosa Gum. Les chorrada de gas parcialment ionizado que emergixen de la jove estrela produïxen chocs visibles en impactar en el mig circumdant. Descobert en 1977, és un dels objectes Herbig-Haro més estudiats.[36]

[37]

Vés-la X-1 és una binaria de rajos X d'alta massa composta per un púlsar i una supergigante blava de tipo B[38] en una massa equivalent a 23 masses solars. El sistema es localisa aproximadament a 2 kiloparsecs de la Terra. Un atre objecte interessant és el Púlsar de Vela (HU Velorum): l'identificació òptica d'este púlsar associat al restant de supernova de Vela va constituir la prova directa de la relació existent entre supernovas i púlsares. És el púlsar més lluent del firmament en radiofrecuencias i trencada a raó d'11,195 voltes per segon. La seua temperatura superficial alcança els 660 000 K.[39][40] Un atre restant de supernova present en la constelació, a sovint cridat Vés-la Junior, se situa (en proyecció) dins del restant de supernova Vela, molt més gran i antic; Vés-la Junior sembla tindre una edat estimada d'a lo manco 2400 anys.[41]

NGC 3132, coneguda com la nebulosa de l'Anell del Sur, és una lluenta nebulosa planetària de magnitut aparent +9,87 situada a 865 pársecs.[42] En el centre de la seua estructura elíptica, l'estrela central és una nana blanca calenta en una temperatura efectiva de 105 000 K; al noreste d'este objecte es pot observar una estrela de seqüència principal llaugerament evolucionada de tipo espectral A2V. La nana blanca està envolta en un núvol de pols.

NGC 2792 és una atra nebulosa planetària en Vela: té forma casi circular i, d'acort a la paralaje mida pel observatori espacial GAIA, es troba a més de 3300 pársecs de la Terra.[42] Menys coneguda, Hen 2-55 és també una nebulosa planetària en el centre de la qual està una estrela de Wolf-Rayet de 126 000 K de temperatura i en un radi equivalent al 10 % del ràdio solar.[43]

Image del cúmul globular NGC 3201 obtinguda en el telescopi espacial Hubble

Diversos cúmuls oberts poden ser observats en Vela. IC 2391 ocupa un àrea d'uns 50 minuts d'arc i conté unes 30 estreles, sent ο Velorum la més lluenta entre elles. Té una metalicitat similar a la del Sol i es pensa que es va formar junt a l'associació estelar de Argus.[44] NGC 2547, distant 460 pársecs, és considerat un cúmul jove d'uns 35 millons d'anys d'antiguetat. Un atre cúmul alguna cosa més antic —en una edat de 125 millons d'anys— és NGC 2670, situat a 1190 pársecs de distància. Pel contrari, NGC 3201 és un cúmul globular descobert per James Dunlop en 1826. La població estelar d'este cúmul no és homogénea, característica molt poc habitual en cúmuls, tendint a estar les estreles roges i fredes més prop del seu núcleu.[45] Distant 4900 pársecs, es caracterisa pel seu elevat número d'estreles variables.[46]


RCW 36 és una regió de formació estelar que ha donat lloc a varis centenars d'estreles jóvens que allumenen una regió HII.[47] Està aproximadament a 700 pársecs de distància respecte al sistema solar.[48]

Estreles principals

[editar | editar còdic]
Image de γ Velorum (Crèdits: Centre de Données astronomiques de Strasbourg)
δ Velorum i la falsa Creu prop del centre de l'image
Curva de llum d'IM Velorum (HR 3831), obtinguda a partir de senyes de TESS

Disc circunestelar al voltant del sistema V390 Velorum. Crèdits: European Southern Observatory (ESO).

Referències

[editar | editar còdic]
  1. ↑ 1,0 1,1 Crowther, Paul A.. “Oxygen abundance of γ Vel from [O III 88μm Herschel/PACS spectroscopy]”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. doi:10.1093/mnras/stae145. ISSN 0035-8711.
  2. ↑ Tens que especificar urlarchiu = i fechaarchiu = al usar {{cita web}}.«Vés-la (Constellation Guide)». Archivat des d'el original, el 13 de febrer de 2014. Consultat el 20 de juliol de 2017.
  3. ↑ “The orbital motion of gamma^2 Velorum” (1997). Astronomy and Astrophysics 328: 219. Bibcode: 1997A&A...328..219S.
  4. ↑ “Unlocking Galactic Wolf–Rayet stars with Gaia DR2 – II. Cluster and association membership” (2020). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 495 (1): 1209–1226. doi:10.1093/mnras/staa1290. Bibcode: 2020MNRAS.495.1209R.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 «IAU-Catalog of Star Names (CSN)». Consultat el 9 d'abril de 2026.
  6. ↑ NASA/JPL News Release. «Blinking star explains mystery aboard Galileo». Spaceflight Now. Consultat el 2024-03-01.
  7. ↑ (2000).Information Bulletin on Variable Stars.4999(1)Consultat el 10 de setembre de 2020.
  8. ↑ “The nearby eclipsing stellar system δ Velorum. III. Self-consistent fonamental parameters and distance” (2011). Astronomy and Astrophysics 532: A50. doi:10.1051/0004-6361/201116896. Bibcode: 2011A&A...532A..50M.
  9. ↑ “The nearby eclipsing stellar system δ Velorum . I. Origin of the infrared excess from VISIR and NACO imaging” (2009). Astronomy and Astrophysics 493 (1): 107–114. doi:10.1051/0004-6361:200810565. Bibcode: 2009A&A...493..107K.
  10. ↑ “GHRS Observations of Cool, Low-Gravity Stars. V. The Outer Atmosphere and Wind of the Nearby K Supergiant λ Velorum” (1999). The Astrophysical Journal 521 (1): 382–406. doi:10.1086/307520. Bibcode: 1999ApJ...521..382C.
  11. ↑ «Spectrophotometric observations of variable stars».Astronomy Letters.32(9)
    604–607.doi:10.1134/S1063773706090052.. Vore J/PAZh/32/672 VizieR catalogue.
  12. ↑ Kappa Velorum - Spectroscopic binary (SIMBAD)
  13. ↑ «SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits».Astronomy and Astrophysics.424(2)
    727–732.doi:10.1051/0004-6361:20041213.
  14. ↑ mu. Vel -- Double or multiple star (SIMBAD)
  15. ↑ «New Orbital Parameters of 850 Wide Visual Binary Stars and Their Statistical Properties».Research in Astronomy and Astrophysics.25(1)
    015016.ISSN 1674-4527.doi:10.1088/1674-4527/ad9dona3.
  16. ↑ «The Rise and Fall of μ Velorum: A Remarkable Flare on a Yellow Giant Star Observed with the Extreme Ultraviolet Explorer».The Astrophysical Journal.526(1)
    445–450.doi:10.1086/308001.
  17. ↑ phi Vel -- Star (SIMBAD)
  18. ↑ Kasikov, A.. “Painting a Family Portrait of the Yellow Super- and Hypergiants in the Milky Way I. Constraining the Distances and Luminosities”. Astronomy and Astrophysics.
  19. ↑ «Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries».Astronomy and Astrophysics.546
    5.doi:10.1051/0004-6361/201219774.
  20. ↑ p Velorum (Stars, Jim Kaler)
  21. ↑ Into The Chrysalis: VLT Interferometer Detects Disc Around Aged Star. Science Daily (2007)
  22. ↑ Erro en la cita: L'element <ref> no és vàlit; noms de paràmetros no vàlits
  23. ↑ (2005).«Pulsational line profile variation of the roAp star HR 3831».Astronomy and Astrophysics.446(3)
    1051–1070.doi:10.1051/0004-6361:20053345.
  24. ↑ (2022).Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.510(4)
    5743-5759.Consultat el 12 de giner de 2026.
  25. ↑ GZ Velorum (General Catalogue of Variable Stars, Samus+ 2007-2017)
  26. ↑ “Ret Supergiant Candidates for Multimessenger Monitoring of the Next Galactic Supernova” . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 529 (4): 3630–3650. doi:10.1093/mnras/stae738. ISSN 0035-8711. Bibcode: 2024MNRAS.529.3630H.
  27. ↑ (2007).Astronomy and Astrophysics.464(1)
    81-86.Consultat el 1 de març de 2024.
  28. ↑ “The CORALIE survey for southern extra-solar planets II. The short-period planetary companions to HD 75289 and HD 130322” . Astronomy and Astrophysics 356 (2): 590–598. Bibcode: 2000A&A...356..590U.
  29. ↑ «seues-maletes-descobrixen-el-exoplaneta-habitable-mes-similar-a-la-terra/ Armen les seues maletes: Descobrixen l'exoplaneta habitable més similar a la Terra». Fayerwayer. Consultat el 4 de setembre de 2011.
  30. ↑ “Validation of HD 183579b Using Archival Radial Velocities: A Warm Neptune Orbiting a Bright Solar Analog” (2021). The Astrophysical Journal Letters 909 (1): L6. doi:10.3847/2041-8213/abe0bb. Bibcode: 2021ApJ...909L...6P.
  31. ↑ “Company for the ultra-high density, ultra-short period sub-Earth GJ 367 b: discovery of two additional low-mass planets at 11.5 and 34 days” . The Astrophysical Journal Letters 955 (1): L3. doi:10.3847/2041-8213/ace0c7. Bibcode: 2023ApJ...955L...3G.
  32. ↑ «2022 Approved Names». IAU.
  33. ↑ “WASP-19b: The Shortest Period Transiting Exoplanet Yet Discovered” . The Astrophysical Journal 708 (1): 224–231. doi:10.1088/0004-637X/708/1/224. Bibcode: 2010ApJ...708..224H.
  34. ↑ Luhman, K. L.. “Discovery of a Binary Brown Dwarf at 2 pc from the Sun”. The Astrophysical Journal Letters 767 (1). doi:10.1088/2041-8205/767/1/L1. Bibcode: 2013ApJ...767L...1L.
  35. ↑ Plantilla:Cite arXiv
  36. ↑ Reipurth, B.. “The jet and energy source of HH 46/47”. Astronomy and Astrophysics 246: 511–534. Bibcode: 1991A&A...246..511R.
  37. ↑ Reipurth, B.. Herbig–Haro objects, Dordrecht, Netherlands: Springer, pp. 497–530. doi:10.1007/978-94-011-3642-6_15. ISBN 978-94-011-3642-6.
  38. ↑ GP Vel - High Mass X-ray Binary (SIMBAD)
  39. ↑ “ATNF Pulsar Catalogue: J0835-4510” . VizieR On-line Data Catalog. Bibcode: 2005yCat.7245....0M.
  40. ↑ (2020).Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.496(4)
    5052-5071.Consultat el 22 d'abril de 2021.
  41. ↑ “On the expansió rate, age, and distance of the supernova remnant G266.2-1.2 (Vés-la Jr.)” (2014). The Astrophysical Journal 798 (2). doi:10.1088/0004-637X/798/2/82.
  42. ↑ 42,0 42,1 (2018).Astronomy and Astrophysics.616(L2)
    4 pp..Consultat el 21 d'abril de 2021.
  43. ↑ (2024).Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.531(2)
    2422-2432.Consultat el 16 de giner de 2026.
  44. ↑ (2022).The Astronomical Journal.163(6)
    11 pp..Consultat el 1 de març de 2024.
  45. ↑ «Evidence of the inhomogeneity of the stellar population in the differentially reddened globular cluster NGC 3201».Astronomy and Astrophysics.512doi:10.1051/0004-6361/200913749.
  46. ↑ (2023).The Astronomical Journal.166(3)
    15 pp..Consultat el 3 d'abril de 2024.
  47. ↑ “Overview of the Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-Ray (MYStIX) Project” (2013). The Astrophysical Journal Supplement Séries 209: 26. doi:10.1088/0067-0049/209/2/26. Bibcode: 2013ApJS..209...26F.
  48. ↑ “RCW36: characterizing the outcome of massive star formation” (2013). Astronomy and Astrophysics 558: A102. doi:10.1051/0004-6361/201321752. Bibcode: 2013A&A...558A.102E.


Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Vés-la_(constelació)&oldid=930929»