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Descripción
Andrómeda es una constelación boreal situada al sur de Casiopea y cerca de Pegaso, que toma su nombre de la doncella Andrómeda de la mitología griega. Comparte con la constelación de Pegaso la estrella blanco-azulada de la esquina noroeste del Cuadrado de Pegaso, denominada Sirrah o Alpheratz (α Andromedae).
En la astronomía china, la constelación de Andrómeda está dividida en dos regiones:
- La Tortuga Negra del Norte (北方玄武, Běi Fāng Xuán Wǔ).
- El Tigre Blanco del Oeste (西方白虎, Xī Fāng Bái Hǔ).
Características
La principal estrella de la constelación de Andrómeda, Sirrah o Alpheratz (α And), es una estrella que pertenece al grupo de las estrellas de mercurio-manganeso. Otra estrella importante, aunque con características muy diferentes, es Z Andromedae, variable cataclísmica que experimenta súbitos y espectaculares cambios de brillo.
Pero sin duda, el objeto astronómico de mayor relevancia en la constelación es la llamada Galaxia de Andrómeda, que es la galaxia más grande y brillante de las galaxias del Grupo Local. Se encuentra a una distancia de 2,5 millones de años-luz de nosotros y es visible a simple vista bajo un cielo completamente oscuro.
Estrellas principales
α Andromedae (α And/21 Andromedae/Alpheratz/Sirrah)
Es la estrella más brillante de la constelación de Andrómeda con una magnitud aparente de 2,06. Está situada al NO de la constalación de Pegaso y es una estrella común a ambas constelaciones, por lo que en ocasiones se le llama d Pegasi, aunque ésta no es una denominación muy utilizada. Otro nombre más común es Sirrah o Sirah, proveniente del antiguo nombre árabe صرة الفرس al surrat al-faras ("el ombligo del caballo").
Dista 97 años-luz del Sistema Solar y es una estrella binaria espectroscópica con un período orbital de 96.7 días. La componente principal es una estrella subgigante de tipo espectral B8IV, con una temperatura superficial de 13.000 K, mientras que la estrella secundaria posee un brillo unas diez veces inferior a la primaria. La luminosidad conjunta de ambas componentes (incluyendo la radiación ultravioleta emitida) es unas 200 veces mayor que la de nuestro Sol.
Alpheratz es la representante más brillante de un grupo de estrellas conocidas como estrellas de mercurio-manganeso. Las atmósferas de estas estrellas poseen abundancias muy elevadas de mergurio, galio, manganeso y europio, y contenidos excepcionalmente bajos de otros elementos. Se cree que estas anomalías son el resultado de la separación de los distintos elementos como consecuencia, por una parte, de la atracción gravitaroria hacia el interior, y por otra, de la presión de radiación ejercida hacia el exterior. Asimismo, Alpheratz está clasificada como una variable α2 Canum Venaticorum, con una variación en su brillo entre magnitud 2,02 y 2,06 en un período de 23,19 horas. Altunas líneas espectrales varían con este mismo período, otras con la mitad del período y otras permanecen inalteradas.
β Andromedae (β And/43 Andromedae/Mirach)
Es la segunda estrella más brillante de la constelación de Andrómeda después de Sirrah (α And), con una magnitud aparente media de 2,07. Se encuentra a 199 años-luz de distancia del Sistema Solar.
El nombre de Mirach, así como sus formas derivadas Merach, Mirac, Mirak y Mirar, provienen del árabe المراق al-maraqq ("los lomos"). Esta estrella fue descrita en 1.521 en las Tablas Alfonsíes como super mirat, de donde procede su denominación actual. Otros nombres menos usuales para designar a esta estrella fueron Cingulum y Ventrale, este último por la posición que antiguamente ocupaba en la constelación. En la astronomía árabe tardía, señalaba el lado derecho de Andrómeda, siendo conocida como al janb al-musalsalah ("el lado de la mujer encadenada"). Algunos autores han incluido a Mirach, junto a υ Piscium, φ Piscium y χ Piscium, en la estación lunar copta Kuton ("el hilo"), e igualmente en Arit, un asterismo del antiguo Egipto.
Es la segunda estrella más brillante de la constelación de Andrómeda después de Sirrah (α And), con una magnitud aparente media de 2,07. Se encuentra a 199 años-luz de distancia del Sistema Solar.
Mirach tiene una tenue acompañante de magnitud 14, 60.000 veces menos luminosa que la estrella principal. Ambas están separadas al menos 1.700 UA.γ Andromedae (γ And/57 Andromedae/Alamak/Almach)
Es la tercera estrella más brillante de la constelación de Andrómeda, después de Sirrah (α And) y Mirach (β And). Se encuentra a 350 años-luz del Sistema Solar. Con pequeños telescopios, se puede resolver en una estrella doble con ambas componentes separadas unos 10'' de arco, siendo un objetivo interesante para el astrónomo aficionado.
La otra componente, γ2 Andromedae (HD 12534), es a su vez una estrella binaria, formada por una estrella de tipo espectral B8V, Alamak B, y otra de tipo A0V, Alamac C. Estas dos estrellas están separadas una media de 33 UA y su período orbital es de 63,7 años. Alamak B vuelve a ser una binaria espectroscópica, con las dos componentes muy próximas entre sí en una órbita que completan cada 2,7 días. Una masa conjunta de 8,7 masas solares para γ2 Andromedae permite estimar la cuarta componente del sistema como una estrella blanca de la secuencia principal de tipo A7 o similar.
δ Andromedae (δ And/31 Andromedae/Saderazra/Sadiradra/Sadir Elazra)
Es un sistema estelar en la constelación de Andrómeda. Con magnitud aparente 3,28, es el cuarto más brillante de la misma después de Sirrah (α And), Mirach (β And) y Alamak (γ And). Ocasionalmente, recibe el nombre de Saderazra, Sadiradra o Sadir Elazra, términos provenientes del árabe الصدر العذراء al-sadr al-adhra'a ("el seno de la doncella"). Se encuentra a 101 años luz del Sistema Solar.
La estrella principal del sistema, δ Andromedae A, es una gigante naranja de tipo espectral K3III y 4.350 K de temperatura. Tiene una luminosidad 73 veces mayor que la luminosidad solar. La medida de su diámetro angular conduce a un radio 14 veces más grande que el radio solar, en concordancia con el valor obtenido a partir de su temperatura y luminosidad (15,1 radios solares). Puede tener una masa de 1,5 masas solares y una edad de 3.000 millones de años, ya que no se conoce con exactitud en qué fase evolutiva se encuentra: puede estar incrementando su brillo con un núcleo inerte de helio, o bien puede estar decayendo ligeramente su luminosidad al no haber comenzado la fusión del helio en carbono y oxígeno. Parece estar rodeada por un disco circumestelar de escombros, que puede sugerir la presencia de un sistema planetario.Visualmente, existen dos tenues acompañantes a 31'' y 38'' de arco de δ Andromedae A. La primera de ellas, denominada δ Andromedae C, es sólo una compañera óptica sin relación física con la gigante naranja; por el contrario, la otra estrella, δ Andromedae B, tiene magnitud 12,4 y se piensa que está gravitacionalmente ligada a δ Andromedae A. De acuerdo a su brillo, debe ser una enana roja de tipo M3, separada al menos 900 UA de la estrella principal con u período orbital que excede los 20.000 años.
Por otra parte, la gigante naranja parece ser, a su vez, una binaria espectroscópica. La acompañante, de la que nada se sabe, completa una órbita cada 58 años. La separación media entre este par interior es de 19 UA, aunque la excentricidad de la órbita hace que ésta varíe entre 9 y 28 UA.
ε Andromedae (ε And/30 Andromedae/HD 3546)
Es una estrella de magnitud aparente 4,34. Se encuentra a 169 años luz del Sistema Solar.
ε Andromedae es una gigante amarilla de tipo espectral G8III, con una temperatura efectiva de 4.930 K. De color y temperatura similar a estrellas como Vindemiatrix (ε Virginis), Nekkar (β Bootis) o ζ Cygni, su luminosidad es inferior a cualquiera de ellas, aunque es 52 veces más luminosa que el Sol. La medida de su diámetro angular conduce a un radio casi diez veces mayor que el radio solar. Su edad es de sólo 650 millones de años, pero con una masa de 2,4 masas solares, evoluciona con mucha mayor rapidez que el Sol. A diferencia de éste, en cuyo núcleo el hidrógeno se transforma en helio, en ε Andromedae es el helio el que, mediante fusión nuclear, se transforma en carbono y oxígeno.
Alejándose muy deprisa de la Tierra a una velocidad relativa de 118 km/s, ε Andromedae se mueve en una órbina muy excéntrica alrededor del centro de la galaxia. Es una visitante ocasional que desde el centro galáctico atraviesa la región donde se halla el Sistema solar, para dirigirse hacia las afueras de la Vía Láctea.λ Andromedae (λ And/16 Andromedae/HD 222107)
Si bien no tiene nombre propio, es una estrella de gran interés por ser una de las variables RS Canum Venaticorum más brillantes. Se encuentra a 84,2 años-luz del Sistema Solar.
Las variables RS Canum Venaticorum son un tipo de variables eruptivas compuestas por una estrella binaria cuyas componentes tienen intensa actividad cromosférica. Así, λ Andromedae es una binaria espectroscópica cuyo período orbital es de 20,52 días. La estrella visible es una gigante o subgigante amarilla de tipo espectral G8III-IV. Su luminosidad es unas 22 veces mayor que la del Sol, y su radio es 6,5 veces más grande que el radio solar.
La estrella acumpañante no ha podido detectarse directamente, por lo que no se conoce la separación entre ambas. Sin embargo, debido a la fuerza de marea, la rotación de cada una de las estrellas afecta a la de la otra. La rotación se acelera y ello aumenta la actividad magnética, provocando la aparición de enormes manchas en la superficie estelar que al entrar y salir del campo de visión hacen que el brillo varíe. El brillo de λ Andromedae varía entre magnitud 3,69 y 3,97 con su período de rotación de 54,2 días. A diferencia de otras variables RS Canum Venaticorum, las dos estrellas no tienen aún rotación síncrona, es decir, no se muestran siempre la misma cara la una a la otra. Asimismo, existe cierta evidencia de un ciclo de actividad de larga duración (entre 5 y 14 años), similar al ciclo de 11 años del Sol.
La intensa actividad magnética hace que λ Andromedae sea una radioestrella visible mediante radiotelescopios. Como tal, se utiliza para correlacionar posiciones de coordenadas en longitudes de onda de radio de objetos celestes, con posiciones ópticas de estrellas obtenidas por satélites.
μ Andromedae (μ And/37 Andromedae/HD 5448)
Es una estrella de magnitud aparente 3,87. Se encuentra a 130 años luz del Sistema Solar.
μ Andromedae es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A5V. Con una temperatura superficial de 8.090 K, tiene una luminosidad 35 veces mayor que la luminosidad solar. La medida de su diámetro angular mediante interferometría (0,66 ± 0,11 milisegundos de arco) permite evaluar su diámetro, siendo éste 2,8 veces más grande que el del Sol. Su velocidad de rotación proyectada es de 74 km/s, lo que conlleva que completa una vuelta sobre sí misma en menos de 2 días. Su masa (estimada a partir de la teoría de estructura y evolución estelar) es de 2,3 masas solares y tiene uan edad aproximada de 530 millones de años.
Al igual que otras estrellas semejantes como Vega (α Lyrae) o σ Bootis, μ Andromedae parece estar rodeada por un disco de escombros. Ello puede implicar la existencia de planetas, si bien ninguno ha sido detectado hasta el momento.
ν Andromedae (ν And/35 Andromedae/HD 4727)
Es una estrella de magnitud aparente 4,53. Se encuentra a unos 680 años-luz del Sistema Solar.
ν Andromedae es una estrella binaria espectroscópica compuesta por una estrella azul de la secuencia principal de tipo espectral B5V y una enana amarilla de tipo F8. La componente principal es la estrella azul, con una temperatura superficial de 15.000 K, una luminosidad 1.700 veces mayor que la luminosidad solar y una masa de 5,8 masas solares. Su compañera, mucho más tenue, es una estrella similar al Sol o a ι Horologii, con una masa aproximada de 1,1 masas solares.
Las dos estrellas del sistema están muy próximas, con u período orbial de sólo 4,28 días. Como cabría esperar, amabas estrellas tienen rotación síncrona, es decir, cada una de las estrellas muestra siempre la misma cara a la otra. Teniendo en cuenta sus respectivas masas, la separación entre ambas puede ser de unos 20 radios solares, y dado que la estrella principal tiene un radio 6 veces mayor que el del Sol, la separación entre ambas es de sólo tres veces el radio de la estrella azul. con una edad aproximada de 80 millones de años, ésta última debe de estar agotando su hidrógeno interno, próxima a convertirse en una estrella gigante. Al expandirse, se encontrará con la enana amarilla, produciéndose transferencia de masa entre las dos componentes, sin que se puede predecir la posterior evolución del sistema.
ο Andromedae (ο And/1 Andromedae)
Es un sistema estelar que encuentra a unos 692 años-luz del Sistema Solar.
ο Andromedae es una estrella binaria, cuyas dos componentes son binarias espectroscópicas, constituyendo un sistema estelar cuádruple. El sistema en su conjunto está clasificado como una gigante blanco-azulada de tipo B, con una magnitud media aparente de 3,62.
La separación entre las dos componentes más brillantes, ο Andromedae A y ο Andromedae B, es de 0,34'' de arco y tienen un período orbital de 68,6 años. A está separada de su compañera espectroscópica unos 0,05'' de arco y es una estrella variable tipo γ Cassiopeiae. El brillo del sistema varía desde la magnitud 3,58 hasta 3,78, lo que ha dificultado la determinación del período orbital de la binaria espectroscópica de la componente A. La compañera espectroscópica de B fue descubierta en 1.989, y ese sistema binario tiene un período de 33,01 años.
π Andromedae (π And/29 Andromedae/HD 3369)
Es un sistema estelar que encuentra a 656 años-luz del Sistema Solar.
En una primera aproximación, π Andromedae aparece como una estrella binaria visual formada por una estrella azul de magnitud aparente 4,34, llamada π Andromedae A, y una acompañante más tenue de magnitud 8,61, que recibe el nombre de π Andromedae B. Visualmente, las dos se hallan separadas 36'' de arco.
π Andromedae A (HR 154/SAO 54033) es una estrella azul de tipo espectral B5V, con una luminosidad 2.000 veces mayor que la luminosidad solar. Excesivamente brillante para una estrella de su clase, ello se debe a que π Andromedae A es, a su vez, una binaria espectroscópica con un período orbital de 143,53 días. Asumiento que las dos componentes son iguales (aunque bien puediera no ser el caso), la masa de cada una de ellas es 5 veces mayor que la masa solar, correspondiendo al sistema una edad de 80 millones de años. La separación media entre las dos estrellas es de 1,3 UA, si bien la excentricidad de la órbita hace que ésta varíe entre 0,6 y 2,1 UA.
π Andromedae B (SAO 54034) es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo A6V. Separada al menos 7.200 UA de la estrella binaria azul, completa una órbita alrededor de ella cada 175.000 años (siendo este el valor mínimo).
Existe una tercera estrella de magnitud 13 situada visualmente a 55'' de arco de la estrella principal, que probablemente no forma parte del sistema, siendo sólo una compañera óptica. Sin embargo, el estudio de la región cercana al par interior ha revelado la posible existencia de otra acompañante adicional, una enana naranja a unas 40 UA de distancia que completaría una órbita cada 80 años, aproximadamente.
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