Hadar (estrella)

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Hadar A/B
Constelación Centaurus
Ascensión recta α 14h 03min 49,4s
Declinación δ -60° 22’ 23’’
Distancia 352 años luz
Magnitud visual +0,60
Magnitud absoluta -5,42
Luminosidad 11.200 soles
Temperatura 25.000 K
Radio 9 soles
Masa 14,7 / 14,7 soles
Tipo espectral B1III
Velocidad radial +5,9 km/s
Otros nombres HD 122451 / HR 5267
HIP 68702 / SAO 252582

Hadar o Agena (Beta Centauri / β Cen)[1] es la segunda estrella más brillante de la constelación de Centaurus y la décima del firmamento. Su magnitud aparente es +0,60.

Nombre[editar]

El nombre de Hadar es de origen árabe y su significado es incierto; para algunos autores significa «suelo». El otro nombre de la estrella, Agena, proviene del latín y significa «la rodilla (del centauro)». El nombre de Wazn, del árabe «peso», parece que se ha utilizado para designar a Alfa y Beta Centauri, así como a estrellas de las constelaciones de Columba y Canis Major; en la actualidad es el nombre habitual de la estrella δ Canis Majoris.

Características físicas[editar]

Situada a una distancia entre 350 y 392 años luz de distancia, Hadar figura clasificada en los catálogos como una gigante blanco-azulada[1] [2] de magnitud absoluta -5,42,[3] intrínsecamente mucho más luminosa que Alfa Centauri pero 90 veces más alejada que ésta. En 1935, Joan Voûte descubrió que Hadar es una estrella doble, asignándole el identificador VOU 31. La estrella más tenue del par, Hadar B, tiene tipo espectral B8 y magnitud 4, estando separada de la estrella primaria al menos 120 unidades astronómicas (ua). Su período orbital es igual o superior a 225 años.[4]

La estrella principal, Hadar A, es, a su vez una binaria espectroscópica, siendo ambas componentes casi idénticas y de tipo espectral B1 o B2. Con un período orbital de 357 días, la órbita es muy excéntrica, haciendo que la separación entre ambas varíe entre 0,53 y 5,5 ua; la mínima separación tuvo lugar en febrero de 2000.[5] La velocidad de rotación medida —igual o mayor de 140 km/s—, junto con su diámetro —9 veces el del Sol—, dan como resultado un período de rotación inferior a 3 días para una de las estrellas al menos. A su vez, una o las dos estrellas son variables del tipo Beta Cephei con dos períodos de 3,2 y 5,3 horas. La proximidad entre las dos estrellas hace que sean una fuente de rayos X, debido a la existencia de vientos estelares cuya temperatura alcanza los 2 millones de K. Cada una tiene una masa de 14,7 masas solares —aunque otro estudio señala masas inferiores de 10,7 y 10,3 masas solares—, y se piensa que en realidad no son gigantes sino estrellas que aún fusionan hidrógeno en helio, aunque probablemente les quede poco tiempo antes de abanadonar la secuencia principal. Posteriormente se expandirán en gigantes rojas y con seguridad la evolución de cada una de ellas afectará profundamente a la otra.[4]

Véase también[editar]

Referencias[editar]