Fénix (constelación)
| El Ave Fénix Phoenix | ||
|---|---|---|
 Carta celeste de la constelación del Ave Fénix con sus principales estrellas. | ||
| Nomenclatura | ||
| Nombre en español | El Fénix o el Ave Fénix | |
| Nombre en latín | Phoenix | |
| Genitivo | Phoenicis | |
| Abreviatura | Phe | |
| Descripción | ||
| Introducida por |
Pieter Dirkszoon Keyser y Frederick de Houtman | |
| Superficie |
469,3 grados cuadrados 1,138 % (posición 37) | |
| Ascensión recta |
Entre 23 h 26,77 m y 2 h 25,06 m | |
| Declinación | Entre -57,85° y -39,31° | |
| Visibilidad |
Completa: Entre 90° S y 32° N Parcial: Entre 32° N y 50° N | |
| Número de estrellas | 71 (mv < 6,5) | |
| Estrella más brillante | Ankaa (mv 2,39) | |
| Objetos Messier | Ninguno | |
| Objetos NGC | 41 | |
| Objetos Caldwell | Ninguno | |
| Lluvias de meteoros | Fenícidas de Diciembre | |
| Constelaciones colindantes | 6 constelaciones | |
| Mejor mes para ver la constelación Hora local: 21:00 | ||
| Mes | Noviembre | |
Fénix, o el Ave Fénix, es una pequeña constelación del hemisferio sur, introducida por los navegantes neerlandeses Pieter Dirkszoon Keyser y Frederick de Houtman, y popularizada por el libro Uranometria de Johann Bayer en 1603.
La extensión aproximada de la constelación es −41° a −57° de declinación, y desde 23,5h a 2h de ascensión recta. En general, no es observable en latitudes superiores al paralelo 40 en el hemisferio norte, y permanece baja en el cielo cuando es visible al norte del ecuador. Es fácilmente visible desde lugares como Australia, Sudamérica y Sudáfrica durante el verano del hemisferio sur. Esta constelación, junto a Grus, Pavo y Tucana, son conocidas como "los Pájaros del Sur". Fénix tiene asociada la lluvia de estrellas Fenícidas que ocurre cada 5 de diciembre.
Características destacables
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Sólo quince estrellas en la constelación tienen un brillo superior a magnitud +5,0. Ankaa, nombre que designa a α Phoenicis,[1] es la estrella más brillante, una gigante naranja de tipo espectral K0.5IIIb[2] con un diámetro 13 veces mayor al del Sol. Es una binaria espectroscópica con un período orbital de 10,5 años.[3]
La segunda estrella más brillante, β Phoenicis, es también una binaria que consta de dos gigantes amarillo-anaranjadas iguales de tipo espectral G8III. El período orbital del sistema es de 168 años y la órbita es notablemente excéntrica (ε = 0,72).[4] Le sigue en brillo γ Phoenicis, gigante roja de tipo M0III[5] e, igualmente, una binaria espectroscópica, en este caso con un período de sólo 194 días.
Wurren, nombre oficial de ζ Phoenicis,[1] es una binaria eclipsante cuyas componentes son dos estrellas blanco-azuladas, la primera de tipo espectral B6V y 14 100 K de temperatura, y la segunda de tipo B8V y 11 800 K de temperatura. Cada 1,6698 días el brillo de la estrella disminuye casi en media magnitud cuando tiene lugar el eclipse principal, observable a simple vista, mientras que también hay un eclipse secundario que provoca un descenso de brillo de 0,31 magnitudes.[6]
Otra estrella de la constelación, ν Phoenicis, es una enana amarilla de tipo espectral F9V[7] más caliente y luminosa que el Sol distante 49 años luz. Se halla rodeada por un disco circunestelar de escombros que emite radiación infrarroja.[8]
Entre las variables de la constelación, cabe citar a SX Phoenicis, prototipo de las variables que llevan su nombre, estrellas pulsantes pertenecientes a la población estelar II. En concreto, SX Phoenicis tiene solo el 4 % del contenido de hierro que tiene el Sol[9] y se mueve a lo largo de una órbita retrógrada alrededor del centro de la Vía Láctea.[10] YZ Phoenicis es una binaria de contacto cuyo período, de solo 5,633 horas, es uno de los más cortos que se conocen; está formada por dos enanas naranjas con contacto marginal.[11]
Fénix contiene varias estrellas con sistemas planetarios. HD 142 es una estrella de la secuencia principal de tipo F7V[12] con tres planetas confirmados; el más interno —catalogado como «saturno caliente»— orbita a 0,47 ua de la estrella.[13] HD 6434 —llamada Nenque de acuerdo a la UAI—[14] es una enana amarilla de tipo espectral G2V o G3V[15] con una metalicidad inferior a la solar. A una distancia de 0,15 ua orbita un planeta cuya masa es igual o mayor al 44% de la masa de Júpiter.[16] Por otra parte, HD 5388 es una estrella de tipo F6V[17] que está acompañada por una enana marrón cuyo período orbital es de 777 días.[18]
En esta constelación se encuentra también HE0107-5240, una de las estrellas más antiguas descubiertas hasta ahora con una edad estimada de 13 000 millones de años, por lo que se habría formado unos 200 millones de años después del Big Bang. Su metalicidad es 1/200 000 de la que tiene el Sol.[19][20]
Entre los objetos de cielo profundo, en Fénix se localiza el cuarteto de Robert, compacto grupo de galaxias aproximadamente a 160 millones de años luz de distancia. Está formado por cuatro galaxias muy diferentes; la proximidad entre ellas ha propiciado la creación de unas 200 regiones de formación estelar.[21] Sus miembros son NGC 87, NGC 88, NGC 89 y NGC 92. En NGC 89 se observan estructuras filamentosas a cada lado del disco, incluida una estructura en forma de «jet» que se extiende aproximadamente 4 kilopársecs en dirección noreste.[22]
Dentro de los límites de la constelación se encuentra el gigantesco cúmulo de Fénix, situado a 5700 millones de años luz de distancia. Tiene 7,3 millones de años luz de ancho, siendo uno de los cúmulos de galaxias más masivos. Fue descubierto en 2010 desde el telescopio Polo Sur utilizando el efecto Siunyáiev-Zeldóvich.[23][24] Su galaxia central, llamada Phoenix A (RBS 2043), es una Galaxia cD Seyfert 2 que emite rayos X duros.[25]
Estrellas
[editar]Estrellas principales
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- α Phoenicis (Ankaa, Nair al Zaurak o Cymbae), la estrella más brillante de la constelación, es una gigante naranja de magnitud 2,40.
- β Phoenicis, binaria formada por dos gigantes amarillo-anaranjadas de magnitud conjunta 3,32.
- γ Phoenicis, gigante roja y variable irregular cuya magnitud varía entre 3,39 y 3,49.
- ζ Phoenicis (Wurren), binaria eclipsante de magnitud 3,92; cada 40 horas y 4 minutos se produce el eclipse principal que conlleva una disminución de brillo hasta magnitud 4,42.
- η Phoenicis, subgigante blanca, primaria de una sistema binario.
- κ Phoenicis, también subgigante blanca de magnitud 3,90 cuyo exceso en el infrarrojo sugiere la presencia de un cinturón de planetesimales.
- ν Phoenicis, enana amarilla de magnitud 4,97 rodeada por un disco circunestelar.
- ξ Phoenicis, estrella químicamente peculiar de magnitud 5,71.
- ρ Phoenicis, variable Delta Scuti de magnitud 5,24.
- ψ Phoenicis, gigante roja y variable semirregular de magnitud 4,44.
Otras estrellas con designación de Bayer
[editar]- δ Phe 3,93; ε Phe 3,88; θ Phe 6,07; ι Phe 4,69; λ1 Phe 4,76; λ2 Phe 5,51; μ Phe 4,59; π Phe 5,13; σ Phe 5,18; τ Phe 5,71; υ Phe 5,21; χ Phe 5,15; φ Phe 5,12; ω Phe 6,12
Otras estrellas notables
[editar]- HD 142, subgigante amarilla que alberga al menos dos planeta extrasolares.
- HD 2039, estrella amarilla con un planeta.
- HD 5388, estrella blanco-amarilla orbitada por una enana marrón.
- HD 6434, enana amarilla también con un planeta.
- HE 0107-5240, estrella antigua del halo galáctico; se considera que puede ser una estrella post-AGB de la Población estelar II. Se estima que se puede haber formado unos 200 millones de años después del Big Bang.
- Gliese 915, enana blanca a 25,6 años luz de distancia.
Objetos de cielo profundo
[editar]Referencias
[editar]- ↑ a b «Naming stars (IAU)». Consultado el 3 de mayo de 2021.
- ↑ alf Phe -- Star (SIMBAD)
- ↑ Jancart, S.; Jorissen, A.; Babusiaux, C.; Pourbaix, D. (2005), «Astrometric orbits of SB^9 stars», Astronomy and Astrophysics 442 (1): 365-380, Bibcode:2005A&A...442..365J, arXiv:astro-ph/0507695, doi:10.1051/0004-6361:20053003.
- ↑ Malkov, O. Yu.; Tamazian, V. S.; Docobo, J. A.; Chulkov, D. A. (2012). «Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries». Astronomy and Astrophysics 546. A69 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ Gam Phe - Spectroscopic binary (SIMBAD)
- ↑ Avvakumova, E. A.; Malkov, O. Yu.; Kniazev, A. Yu. (2013). «Eclipsing variables: Catalogue and classification». Astronomische Nachrichten 334 (8): p. 860. doi:10.1002/asna.201311942.
- ↑ Nu Phoenicis (SIMBAD)
- ↑ Beichman, C. A.; Tanner, A.; Bryden, G.; Stapelfeldt, K. R.; Werner, M. W.; Rieke, G. H.; Trilling, D. E.; Lawler, S.; Gautier, T. N. (2006). «IRS Spectra of Solar-Type Stars: A Search for Asteroid Belt Analogs». The Astrophysical Journal 639 (2). pp. 1166-1176.
- ↑ McNamara, D. (1997). «Luminosities of SX Phoenicis, Large-Amplitude Delta Scuti, and RR Lyrae Stars». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 109: 1221. Bibcode:1997PASP..109.1221M. doi:10.1086/133999e.
- ↑ Nemec, James M.; Balona, Luis A.; Murphy, Simon J.; Kinemuchi, Karen; Jeon, Young-Beom (2017). «Metal-rich SX Phe stars in the Kepler field». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 466 (2): 1290. Bibcode:2017MNRAS.466.1290N. arXiv:1611.10332. doi:10.1093/mnras/stw3072.
- ↑ Sarotsakulchai, Thawicharat et al. (2019). «YZ Phoenicis: a very short period K-type contact binary with variation of the O'Connell effect and orbital period change». Publications of the Astronomical Society of Japan 71 (4): id. 81. Consultado el 12 de julio de 2024.
- ↑ HD 142 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
- ↑ Feng, Fabo; Butler, R. Paul (2022). «3D Selection of 167 Substellar Companions to Nearby Stars». The Astrophysical Journal Supplement Series 262 (21). Bibcode:2022arXiv220812720F. arXiv:2208.12720. doi:10.3847/1538-4365/ac7e57.
- ↑ Approved names (IAU)
- ↑ LHS 1188 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
- ↑ Hinkel, Natalie R. et al. (2015). «A New Analysis of the Exoplanet Hosting System HD 6434». The Astronomical Journal 150 (6). 169. Bibcode:2015AJ....150..169H. arXiv:1510.01746. doi:10.1088/0004-6256/150/6/169.
- ↑ LTT 518 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
- ↑ Sahlmann, J. et al. (2011). «HD 5388 b is a 69 MJup companion instead of a planet». Astronomy and Astrophysics Letters 528. L8. Bibcode:2011A&A...528L...8S. S2CID 55566004. arXiv:1102.3372. doi:10.1051/0004-6361/201116533.
- ↑ Christlieb, N.; Bessell, M. S.; Beers, T. C.; Gustafsson, B.; Korn, A.; Barklem, P. S.; Karlsson, T.; Mizuno-Wiedner, M.; Rossi, S. (2002). «A stellar relic from the early Milky Way». Nature 419 (6910). pp. 904-906.
- ↑ Christlieb, N.; Gustafsson, B.; Korn, A. J.; Barklem, P. S.; Beers, T. C.; Bessell, M. S.; Karlsson, T.; Mizuno-Wiedner, M. (2004). «HE 0107-5240, a Chemically Ancient Star. I. A Detailed Abundance Analysis». The Astrophysical Journal 603 (2). pp. 708-728.
- ↑ Darling, David. «Robert's Quartet». David Darling. Consultado el 21 de enero de 2019.
- ↑ Presotto, V. et al. (2009), «SCG0018-4854: A young and dynamic compact group», Astronomische Nachrichten 330 (9–10): 988-990, Bibcode:2009AN....330..988P, arXiv:0910.4978, doi:10.1002/asna.200911275..
- ↑ Chu, Jennifer (15 de agosto de 2012). «Most massive and luminous galaxy cluster identified». MIT News. Cambridge, Massachusetts: Massachusetts Institute of Technology. Consultado el 25 de agosto de 2012.
- ↑ Williamson, R. et al. (2011). «A Sunyaev-Zel'dovich-selected Sample of the Most Massive Galaxy Clusters in the 2500 deg2 South Pole Telescope Survey». The Astrophysical Journal 738 (2): id. 139. Consultado el 3 de mayo de 2021.
- ↑ Kilerci Eser, Ece et al. (2020). «Infrared colours and spectral energy distributions of hard X-ray selected obscured and Compton-thick active galactic nuclei». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 494 (4): 5793-5810 pp. Consultado el 19 de marzo de 2024.
Enlaces externos
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