Beta centauro

Beta Centauri es un sistema estelar triple en la constelación austral de Centauro. Se llama oficialmente Hadar (). La designación de Bayer de Beta Centauri se latiniza de β Centauri y se abrevia Beta Cen o β Cen. La magnitud visual aparente combinada del sistema de 0,61 lo convierte en el segundo objeto más brillante de Centauro y la undécima estrella más brillante del cielo nocturno. Según las mediciones de paralaje del satélite astrométrico Hipparcos, la distancia a este sistema es de unos 390 años luz (120 parsecs).

Nomenclatura

β Centauri (latinizado como Beta Centauri) es la designación de Bayer del star system.

Llevaba los nombres tradicionales Hadar y Agena. Hadar proviene del árabe حضار (la raíz significa "estar presente" o "en el suelo" o "asentado, zona civilizada"), mientras que se cree que el nombre Agena se deriva del latín genua, que significa "rodillas", de la estrella's posición en la rodilla izquierda del centauro representado en la constelación Centauro. 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 WGSN aprobó el nombre Hadar para la estrella β Centauri Aa el 21 de agosto de 2016 y ahora está incluido en el Catálogo de nombres de estrellas de la IAU.

El nombre chino de la estrella es 马腹一 (mandarín: mǎ fù yī, "la primera estrella del abdomen del caballo").

El pueblo boorong indígena de lo que ahora es el noroeste de Victoria, Australia, lo llamó Bermbermgle (junto con α Centauri), dos hermanos que se destacaron por su coraje y destructividad, y que lanzan y matan a Tchingal, "El emú" (Nebulosa Saco de Carbón). El pueblo wotjobaluk nombra a los dos hermanos Bram-bram-bult.

Visibilidad

Beta Centauri es una de las estrellas más brillantes del cielo con una magnitud de 0,61. Su brillo varía en unas pocas centésimas de magnitud, demasiado pequeño para ser perceptible a simple vista. Por su tipo espectral y la detección de pulsaciones, la componente Aa ha sido clasificada como una variable β Cephei.

Beta Centauri es bien conocido en el hemisferio sur como el interior de los dos "Pointers" a la constelación Crux, conocida popularmente como la Cruz del Sur. Una línea hecha desde el otro puntero, Alpha Centauri, a través de Beta Centauri conduce a unos pocos grados de Gacrux, la estrella en el extremo norte de la cruz. Usando Gacrux, un navegante puede dibujar una línea con Acrux en el extremo sur para determinar el sur de manera efectiva.

Sistema estelar

El sistema Beta Centauri está formado por tres estrellas: Beta Centauri Aa, Beta Centauri Ab y Beta Centauri B. Todas las líneas espectrales detectadas son consistentes con una estrella de tipo B1, y solo varían los perfiles de las líneas, por lo que Se piensa que las tres estrellas tienen el mismo tipo espectral.

En 1935, Joan Voûte identificó Beta Centauri B, dándole el identificador VOU 31. La compañera está separada de la primaria por 1,3 segundos de arco, y ha permanecido así desde el descubrimiento, aunque el ángulo de posición ha cambiado seis grados desde entonces.. Beta Centauri B es una enana B1 con una magnitud aparente de 4.

En 1967, la variación observada en la velocidad radial de Beta Centauri sugirió que Beta Centauri A es una estrella binaria. Esto se confirmó en 1999. Consiste en un par de estrellas, β Centauri Aa y β Centauri Ab, de masa similar que se orbitan entre sí durante un período de 357 días con una gran excentricidad de alrededor de 0,8245.

Se calculó que el par estaba separado por una distancia media de aproximadamente 4 unidades astronómicas (basado en una distancia al sistema de 161 parsecs) en 2005.

Tanto Aa como Ab aparentemente tienen una clasificación estelar de B1 III, con la clase de luminosidad de III que indica estrellas gigantes que se están alejando de la secuencia principal. El componente Aa gira mucho más rápido que Ab, lo que hace que sus líneas espectrales sean más anchas y, por lo tanto, los dos componentes se pueden distinguir en el espectro. La componente Ab, la estrella de rotación lenta, tiene un fuerte campo magnético aunque no se detectan peculiaridades de abundancia en su espectro. Se han detectado múltiples modos de pulsaciones en la componente Aa, algunos de los cuales corresponden a variaciones de brillo, por lo que se considera que esta estrella es variable. Los modos de pulsación detectados corresponden a los de las variables β Cephei y las estrellas B de pulsación lenta. No se han detectado pulsaciones similares en la componente Ab, pero es posible que también sea una estrella variable.

Aa tiene 12,02 ± 0,13 veces la masa del Sol, mientras que Ab tiene 10,58 ± 0,18 veces la masa.