Alfa Persei

Alpha Persei (latinizado de α Persei, abreviado Alpha Per, α Per), formalmente llamado < b>Mirfak (pronunciado o), es la estrella más brillante de la constelación norteña de Perseo, eclipsando a la estrella más conocida de la constelación, Algol (β Persei). Alpha Persei tiene una magnitud visual aparente de 1,8 y es una estrella circumpolar cuando se ve desde latitudes medias del norte.

Alpha Persei se encuentra en medio de un cúmulo de estrellas denominado Cúmulo Alpha Persei del mismo nombre, o Melotte 20, que es fácilmente visible con binoculares e incluye muchas de las estrellas más débiles de la constelación. La distancia determinada mediante el paralaje trigonométrico sitúa a la estrella a 510 años luz (160 pársecs) del Sol.

Nomenclatura

α Persei es la designación de Bayer de la estrella.

La estrella también llevaba los nombres tradicionales Mirfak y Algenib, que son de origen árabe. El primero, que significa 'Codo' y también escrito Mirphak, Marfak o Mirzac, proviene del árabe Mirfaq al-Thurayya, mientras que Algenib, también escrito Algeneb, Elgenab, Gęnib, Chenib o Alchemb, se deriva de الجنب al-janb. , o الجانب al-jānib, 'el flanco' o 'lateral'. y también era el nombre tradicional de Gamma Pegasi. En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín de la WGSN de julio de 2016 incluyó una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por la WGSN; que incluía Mirfak para esta estrella (a Gamma Pegasi se le dio el nombre Algenib).

Hinaliʻi es el nombre de la estrella en la astronomía nativa hawaiana. El nombre de la estrella pretende conmemorar un gran tsunami y marcar el comienzo de la migración de Maui. Según el folclore hawaiano, Hinaliʻi es el punto de separación entre la Tierra y el cielo que ocurrió durante la creación de la Vía Láctea.

Assemani aludió a un título en el globo borgiano, Mughammid (مغمد), o Muliammir al Thurayya (ملىمرٱلطرى), el Ocultador de las Pléyades, que, desde su ubicación, puede ser para esta estrella.

Esta estrella, junto con γ Persei, δ Persei, η Persei, σ Persei y ψ Persei, ha sido llamada el Segmento de Perseo.

En chino, 天船 (Tiān Chuán), que significa Barco Celestial, se refiere a un asterismo que consta de α Persei, γ Persei, δ Persei, η Persei, μ Persei., ψ Persei, 48 Persei y HD 27084. En consecuencia, el nombre chino de α Persei es 天船三 (Tiān Chuán sān, inglés: la Tercera Estrella del Barco Celestial ).

Propiedades físicas

El espectro de Alpha Persei coincide con una clasificación estelar de F5 Ib, lo que revela que es una estrella supergigante en las últimas etapas de su evolución. Tiene un espectro similar al de Procyon A, aunque esta última estrella es mucho menos luminosa. Esta diferencia se destaca en su designación espectral según la clasificación espectral de Yerkes, publicada en 1943, donde las estrellas se clasifican según su luminosidad y su tipo espectral. Procyon A es, por tanto, F5 IV, una estrella subgigante. Desde 1943, el espectro de Alpha Persei ha servido como uno de los puntos de anclaje estables mediante los cuales se clasifican otras estrellas.

Alpha Persei tiene aproximadamente 8,5 veces la masa del Sol y se ha expandido hasta aproximadamente 60 veces el tamaño del Sol. Irradia 5000 veces la luminosidad del Sol desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de 6350 K, que crea el brillo blanco amarillento de una estrella de tipo F. En el diagrama de Hertzsprung-Russell, Alpha Persei se encuentra dentro de la región en la que se encuentran las variables cefeidas. Por tanto, es útil en el estudio de estas estrellas, que son importantes velas estándar.

Exoplaneta no confirmado

En 2010 se presentaron pruebas de un planeta orbitando Mirfak. Los datos de velocidad radial de repetidas observaciones de la estrella encontraron una variación periódica con una amplitud de 70,8 ± 1,6 m/s. Se estima que el planeta propuesto tiene una masa mínima de aproximadamente 6,6 veces la de Júpiter y un período orbital de 128 días, pero el período reclamado puede no ser estable durante 20 años, por lo que el exoplaneta se considera dudoso. La modulación rotacional debida a la actividad superficial, como las manchas estelares, parece una explicación más probable de las variaciones de la velocidad radial. En publicaciones anteriores se han informado variaciones periódicas de la velocidad radial de 87,7 o 77,7 días, pero no han sido confirmadas.