Epsilon Geminorum (ε Gem) - MEBSUTA
Esta estrella ocupa una posición destacada cerca del “brazo” del gemelo Cástor.
Se halla a una distancia aproximada de 860 años luz. Presenta un movimiento propio modesto, acorde con su gran lejanía.
Mebsuta es una supergigante amarilla de tipo espectral G, con una luminosidad miles de veces superior a la del Sol y un radio enormemente expandido, reflejo de una fase evolutiva avanzada en la que la estrella ha agotado el hidrógeno de su núcleo.
A la gran distancia a la que se encuentra Mebsuta, su luz atraviesa una gran cantidad de polvo interestelar que la extingue al punto de que la magnitud aparente que nos llega es de -0.27, por lo tanto, la magnitud aparente real con la que se vería sería +2.71. El espectro de esta estrella es G8 Ib, tratándose de una estrella supergigante de segundo orden (menos brillante que el tipo 0b). Podría ser una estrella que ha pasado por la etapa de la rama gigante asintótica del diagrama HR y posee una capa de polvo desprendida. Tiene 5,3 veces la masa del Sol y se estima una edad aproximada de 100 millones de años. Desde 1943, el espectro de esta estrella ha servido como uno de los puntos de anclaje estables por los cuales se clasifican otras estrellas.
El radio de esta estrella se ha medido directamente mediante interferometría con el Interferómetro Óptico de Precisión de la Armada (EE.UU.), indicando que es 130 veces el radio solar, irradiando 7000 veces mayor luminosidad que el Sol con una temperatura efectiva de 4.591 K.
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| Mebsuta |
La estrella ν Geminorum es un sistema estelar múltiple situado en la constelación de Géminis, compuesto por un binario interno formado por dos estrellas de tipo B calientes (B6III y B8III) denominadas respectivamente ν Geminorum Aa y ν Geminorum Ab, a 15 U.A. orbita una componente externa que orbita cuyo nombre es ν Geminorum B. El sistema brilla con una magnitud conjunta de +4.16 y se encuentran a 540 años luz. Su modesto brillo se debe a la distancia pues son un par de estrellas gigantes blancas y evolucionadas, el tercer componente es ν Geminorum B, la tercera componente del sistema, orbita al par interno a una distancia mayor con un período orbital de ~19,1 años y una excentricidad moderada (≈0,24). Esta estrella es identificada a menudo como una estrella Be clásica, es decir, una estrella caliente de tipo espectral B con un disco circumestelar de gas que provoca características de emisión en su espectro.
ν Geminorum Aa: La estrella primaria tiene una temperatura efectiva aproximada de 14 100 K, una masa cercana a 3,3 veces la solar y una luminosidad de unos 1 380 L☉, mostrando un color blanco-azulado característico de las estrellas de tipo B.
ν Geminorum Ab: Es una estrella caliente de tipo B al igual que su compañera interna, aunque suele considerarse algo más tenue que ν Gem Aa. La naturaleza exacta de ambos componentes internos —si son subgigantes o gigantes jóvenes— no está completamente resuelta, ya que ciertas clasificaciones espectrales sugieren que pueden encontrarse en una fase evolutiva intermedia entre la secuencia principal y la fase gigante. Esto implica que, aunque comparten edad y composición química, sus condiciones físicas muestran diferencias sutiles que influyen en sus luminosidades observadas.
El sistema doble interno de Nu Geminorum
ν Gem Aa y ν Gem Ab, que forman un par estrecho que orbita con un período de ~53,8 días y tienen masas muy similares (~3,3 M☉ cada una). Este par forma el núcleo interno del sistema.
Desde una perspectiva dinámica, ν Gem Ab forma con ν Gem Aa un núcleo muy compacto y fuertemente ligado. El par interno Aa‑Ab se comporta casi como una sola masa frente al movimiento de la componente externa, lo que evita grandes perturbaciones dinámicas internas significativas. En síntesis, ν Gem Ab es la compañera casi igual en masa de ν Gem Aa, orbitando muy de cerca en menos de dos meses alrededor de su compañera con una órbita casi circular.
ν Geminorum B es clasificada como una estrella tipo Be, lo que significa que es una estrella caliente y masiva (de tipo espectral B) que gira muy rápidamente sobre su propio eje y tiene un disco circumestelar de gas formado por material expulsado por la propia estrella, lo cual produce líneas de emisión características en su espectro. Esto la diferencia de las dos estrellas internas (Aa y Ab), que a pesar de tener masas similares (alrededor de 3,3 masas solares) no muestran el mismo tipo de emisión característico de las estrellas Be.
El hecho de que todas las componentes del sistema —Aa, Ab y B— tienen masas comparables de alrededor de ~3,3 M☉ hace que el sistema sea interesante desde un punto de vista dinámico y evolutivo, porque las tres estrellas son bastante masivas en comparación con estrellas tipo solar. Los tres cuerpos se encuentran en una estructura jerárquica estable, con el par interno muy cercano y ν Gem B siguiendo una órbita más amplia y más lenta, lo que evita perturbaciones fuertes entre las órbitas internas y externas a lo largo del tiempo.
En resumen, ν Geminorum B es una estrella Be masiva y rotatoria que forma la componente externa de un sistema triple jerárquico, orbitando al par interno de estrellas tipo B cada ~19 años a una distancia media de alrededor de 14–15 AU, y aportando un ejemplo destacado de cómo las estrellas múltiples pueden configurarse en sistemas estelares complejos pero dinámicamente estables.
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| Localización de Nu Geminorum en la constelación |
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| Tejat Posterior |
Tejat o Tejat Posterior, hoy en día, esta estrella ha oficializado su nombre como TEJAT Mu Geminorum (μ Gem). Forma parte del asterismo árabe Al Nuḥātai , la Joroba del Camello junto con las estrellas Nucatai (ν Gem), γ Gem (Alhena), η Gem (Propus) y ξ Gem (Alzirr).
Tejat (Mu Geminorum), también conocida como Tejat Posterior, posee una clara resonancia en la tradición árabe, donde se la asociaba al “talón” o a la parte posterior del pie del gemelo. En la tradición astral simboliza el apoyo y el punto de contacto con la tierra, un contrapeso a la naturaleza aérea de Géminis.
Es una estrella variable irregular tipo LB. Su brillo varía entre magnitudes +2.75 y +3.02 a lo largo de un período de 72 días, junto con otro período de variación a largo plazo de 2000 días. Siendo su magnitud promedio de +2.9
Siendo una gigante roja de tipo espectral M3-III distante 230 años‑luz, sufre una extinción de magnitud de -0.07; su temperatura superficial es de 3.773 K, más fría que el Sol, presenta un radio de aproximadamente 107,7 veces el del Sol, una luminosidad de alrededor de 1 692 L☉ y una temperatura superficial de unos 3.643 K, otorgándole un color rojo característico de las gigantes evolutivamente avanzadas. Su movimiento propio es significativo y se desplaza de manera notable respecto a otras estrellas de fondo.
Al estar situada cerca del plano de la eclíptica, puede ser ocasionalmente ocultada por la Luna o algún planeta.
Tejat se encuentra actualmente en la rama gigante asintótica y está generando energía a través de la fusión nuclear de hidrógeno y helio a lo largo de capas concéntricas que rodean un núcleo inerte de carbono y oxígeno.
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| Curva de luz de la estrella Tejat |
Las variables irregulares lentas de tipos espectrales tardíos (K, M, C, S); por regla general, son estrellas gigantes y este tipo también es asignado a las variables rojas irregulares lentas cuya luminosidad o tipo espectral es desconocido, aunque también utiliza el tipo L para estrellas rojas irregulares lentas cuyo tipo espectral o luminosidad no está claro. La estrella CO Cygni, de tipo espectral K5 , se presenta como un ejemplo representativo.
Eta Geminorum (η Gem) - PROPUS
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| Propus (Eta geminorum) |
Eta Geminorum, conocida como Propus, posee una rica tradición histórica y astral, pues durante siglos marcó el límite entre Géminis y Cáncer y fue utilizada como referencia en catálogos antiguos. Su nombre árabe alude al “pie” del gemelo, reforzando la lectura antropomórfica de la constelación. En astrología tradicional se le atribuyeron cualidades mixtas, asociadas tanto a Mercurio como a Marte, reflejando la ambigüedad propia del signo.
Otros nombres en desuso fueron: Tijat Prior, Praepes o Pish Pai.
En la tradición árabe, Propus formaba parte del asterismo de la Joroba del Camello (Al Nuḥātai) junto con las estrellas vecinas.
Propus forma parte de un sistema estelar triple y a su vez es una estrella variable que se encuentra a una distancia de 380 años-luz.
Propus es una gigante roja tipo M2 - IIIa, fría en comparación con el Sol, con una temperatura efectiva de 3.502 K.
Se encuentra en una fase evolutiva avanzada, tiene una envoltura extensa y una marcada variabilidad debida a pulsaciones en sus capas externas, su brillo varía entre magnitud +3.1 y +3.7.
En 1865, Julius Schmidt informó por primera vez que η Geminorum era una estrella variable. Schmidt y otros observadores describieron las variaciones de luz como máximos prolongados de brillo constante, mínimos de tamaño y forma muy variables, y un período de alrededor de 231 días. La estrella se clasificó como variable semirregular y variable eclipsante . El período de eclipse se ha establecido en unos ocho años, correspondiente a la órbita de una compañera invisible. Inicialmente, los eclipses fueron cuestionados, pero proyectos especiales permitieron observar con precisión los eclipses de febrero de 1980, abril de 1988 y octubre de 2012. Los eclipses tienen profundidades de aproximadamente media magnitud y duran varias semanas.
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| Curva de Luz de la estrella Propus |
Las variaciones semirregulares se han clasificado como de tipo SRa, lo que indica una periodicidad relativamente predecible con algunas variaciones en la amplitud y la forma de la curva de luz. Este tipo de variable se considera muy similar a las variables Mira , pero con amplitudes menores.
Muchas variables de período largo presentan períodos secundarios largos, típicamente diez veces más largos que el período principal, pero estos cambios no se han detectado para η Geminorum. El período principal se ha ajustado a un promedio de 234 días.
Propus, con un radio estimado de 153 R☉, una luminosidad de cerca de 3 162 L☉ y una temperatura efectiva de 3 502 K, es una estrella gigante y más fría que el Sol. Su masa es de aproximadamente 5,1 M☉
Las componentes del sistema siguen órbitas de diversa escala, con un compañero cercano que completa su órbita en unos 8,16 años y otra estrella más lejana con un período orbital mucho más largo, contribuyendo a la complejidad de sus variaciones de luz observables desde la Tierra.
El sistema estelar múltiple de η Geminorum
Eta Geminorum es un sistema triple, en el que la estrella luminosa de clase M tiene una compañera cercana conocida solo a partir de variaciones de velocidad radial y una compañera más distante resuelta visualmente.
En 1881, Burnham observó que η Geminorum tenía una compañera cercana (η Gem B). En aquel entonces, la separación se midió en 1,08". Esta distancia ha aumentado a 1,65" y se ha calculado una órbita de 474 años de duración y bastante excéntrica. Se sabe poco sobre esta compañera, aunque es de sexta magnitud. Se le asigna un tipo espectral G0 y se asume que es una gigante debido a su brillo.
En 1902, William Wallace Campbell informó que η Geminorum A mostraba variaciones de velocidad radial. Se asumió que la estrella era una binaria espectroscópica, aunque no se determinó ningún período ni otros parámetros orbitales. Una órbita calculada en 1944 se mantiene prácticamente inalterada en la actualidad, con un período de 2983 días y una excentricidad de 0,53. Se realizaron observaciones buscando indicios de eclipses correspondientes a la órbita derivada, pero la evidencia se consideró inconcluyente y los eclipses no se confirmaron hasta mucho tiempo después. Debido a la apariencia del espectro, se sospecha que la compañera espectroscópica es una estrella de clase M más débil. Dado que la estrella secundaria por sí sola sería demasiado pequeña para causar los eclipses observados, probablemente esté rodeada por un disco circunestelar.
1 Geminorum (1 Gem)
1 Geminorum A está orbitado por un par binario espectroscópico de estrellas con una separación de aproximadamente 9,4 unidades astronómicas y que orbitan cada 4877,6 días. Los dos componentes secundarios, 1 Geminorum Ba y Bb, no se han resuelto, pero los desplazamientos Doppler periódicos regulares en el espectro indican el movimiento orbital de un par binario formado por una subgigante de tipo F y una estrella de masa solar que podría ser de tipo G, separadas entre sí por aproximadamente 0,1234 unidades astronómicas.
Por otro lado, 1 Geminorum A sufre variaciones leves de brillo con una amplitud de 0.05 magnitudes.
La velocidad radial del sistema es de +22,4 km/s, y su metallicidad es cercana a la solar, lo que indica composición química típica de estrellas de la vecindad solar.
