[7] LA CONSTELACIÓN DE GEMINI como nunca la has visto: LAS ESTRELLAS POLUXIANAS (2.ª parte): ζ Gem, γ Gem, ξ Gem y 30 Geminorum

 

Esta es la segunda parte de las estrellas poluxianas, aquellas que forman parte de la figura de Pólux, pero en sus extremidades inferiores.

Encontramos cuatro estrellas significativas: Mekbuda (ζ Gem), Alhena

(γ Gem), Alzirr (ξ Gem) y 30 Geminorum.

De estas estrellas os voy a informar en este artículo y en este mismo orden.

MEKBUDA (ζ Geminorum)

Localización de Mekbuda y su curva de luz

MEKBUDA (ζ Geminorum Aa) es una estrella supergigante amarilla pulsante, variable cefeida cuyo espectro varía entre F7 Ib y G3 Ib, su magnitud aparente cambia desde +3.7 hasta +4.2. Está situada a una distancia aproximada de 1 120 años-luz del Sistema Solar, además, tiene una compañera espectroscópica y forma parte de un nutrido sistema estelar múltiple.

Su periodo de pulsación cercano a los 10,15 días, durante los cuales su magnitud visual oscila de forma regular . Estas variaciones se deben a pulsaciones radiales de su atmósfera, asociadas a cambios periódicos de temperatura y radio. 

Mekbuda posee una masa cercana a ocho veces la del Sol y un radio máximo que ronda los 73 a 75 veces y un radio mínimo entre 61 y 69 veces el radio solar. La temperatura efectiva de la envoltura exterior varía entre 5.780 K y 5.260 K,  lo que explica su enorme luminosidad, del orden de 4.500 veces la solar. 

Su nombre procede del árabe al-Maqbūda, término cuya interpretación exacta no es unívoca, pero que se relaciona con la iconografía tradicional árabe del cielo, posiblemente aludiendo a una “garra” o parte anatómica de un león dentro de una figura estelar hoy desaparecida.

HISTORIAL DE OBSERVACIONES

En 1844, el astrónomo alemán Julius Schmidt descubrió que Zeta Geminorum varía en brillo con un período de unos 10 días, aunque se había sospechado de su variabilidad ya en 1790, se reconoció que estaba relacionada con la clase de estrellas variables Cefeidas, aunque a menudo se la trató como el prototipo de su propia clase, las Gemínidas, debido a su curva de luz simétrica. 

En 1899, el astrónomo estadounidense W. W. Campbell anunció que la estrella tenía una velocidad radial variable y que además era binaria, variación que fue descubierta independientemente por el astrónomo ruso Aristarco Belopolski , publicada en 1901. 

Basándose en sus observaciones, Campbell publicó posteriormente los elementos orbitales de la estrella binaria. Sin embargo, descubrió que la curva se desviaba de una órbita kepleriana e incluso sugirió que se trataba de un sistema estelar triple para explicar las irregularidades. La variación periódica de la velocidad radial de las variables cefeidas se explicó posteriormente como debida a pulsaciones en la atmósfera de la estrella. 

La periodicidad de la estrella es en sí misma variable, una tendencia observada por primera vez por el astrónomo alemán Paul Guthnick en 1920, quien sospechó que el cambio de período se debía a una estrella compañera en órbita. 

En 1930, el astrónomo danés Axel Nielsen sugirió que el cambio se debía, en cambio, a una disminución constante de aproximadamente 3,6 segundos por año en el período.

Mekbuda

EL SISTEMA MÚLTIPLE ZETA GEMINORUM

Mekbuda (ζ Geminorum Aa) tiene tres compañeras visibles conocidas desde el siglo XIX: ζ Geminorum B, ζ Geminorum C y ζ Geminorum D. Recientemente se sospecha que además tiene una compañera espectroscópica y por lo tanto, no separable por medios ópticos.

Se ha identificado un cúmulo estelar difuso que incluye al sistema de Zeta Geminorum entre otras estrellas débiles cercanas.

ζ Geminorum C: Descubierta en 1.779 y de magnitud +7.6, en 2.008 se encontraba a una distancia angular de Mekbuda de 101,3" de arco. Es una estrella muy similar al sol (estrella enana amarilla de la secuencia principal) y clase espectral G1.

ζ Geminorum D:  Descubierta en 1.905, tiene una magnitud de +12, en 2.008 se encontraba a 67,8" de arco

ζ Geminorum Ba: Es una estrella de magnitud +11, a 76,0" de distancia en 1831 y a 87,4" en 2008. En sí misma una binaria espectroscópica , aunque se sabe poco sobre su componente secundaria Bb. El espectro combinado corresponde a una estrella de secuencia principal F4. Está físicamente asociada con la estrella primaria supergigante Mekbuda. Se desconocen datos sobre su compañera ζ Geminorum Bb.

Zeta geminorum es un sistema estelar múltiple y extenso: Una combinación de fotometría, espectroscopia y astrometría ha identificado 26 estrellas a aproximadamente 1.150 años-luz de distancia, que probablemente pertenezcan al cúmulo de original de Zeta Geminorum. Las más brillantes son estrellas gigantes de fase B tardía y fase A temprana, mientras que los miembros del cúmulo detectados más débiles son estrellas de la secuencia principal de clase F de magnitud 12 o más.

                                ALHENA (γ Geminorum A)

El nombre Alhena deriva del árabe al-Hanʽah (الهنعة), tradicionalmente interpretado como “la marca” o “la señal”, posiblemente relacionada con el cuello o el pelaje de un camello en las antiguas constelaciones árabes. En la tradición astral clásica, Alhena marca una de las extremidades inferiores de los Gemelos y fue considerada una estrella de naturaleza equilibrada y moderadamente benéfica en la astrología medieval.

Binaria espectroscópica, es la tercera estrella más brillante de la constelación de Los Gemelos, con una magnitud aparente de +1.9. Se encuentra a una distancia de entre 101 y 107 años-luz.

Alhena (γ Geminorum A): Es una estrella blanca que está agotando el hidrógeno de su núcleo y ha entrado en la etapa de subgigante. Su espectro corresponde a una clasificación estelar de A0-IV. En comparación con el Sol, tiene 2,8 veces su masa y 6 veces el radio. Irradia unas 200 veces la luminosidad del Sol desde su envoltura exterior a una temperatura efectiva de 9.190 K.

γ Geminorum B: Similar al Sol, con una masa de 1,07 veces y de clase espectral G, gira en una órbita muy excéntrica, casi parabólica y con un periodo de 12,6 años a una distancia de 8,5 U.A de Alhena.

                             ALZIRR ( ξ Geminorum A)

El nombre Alzirr procede del árabe al-Zirr (الزِرّ), que suele traducirse como “el botón” o “el broche”, una referencia visual que probablemente alude a su posición en un asterismo antiguo. Dentro de la tradición astral, Alzirr formaba parte del cuerpo de los Gemelos.

En las antiguas constelaciones árabes: Xi Geminorum (Alzirr), junto con Gamma Geminorum (Alhena), Mu Geminorum , Nu Geminorum (Nucatai) y Eta Geminorum (Propus) eran al-hanʽah "la marca" (en el cuello del camello). También estaban asociados en al-nuḥātai , la forma dual de al-nuḥāt , "la joroba del camello". 

Alzir (ξ Geminorum A) es parte de un sistema binario espectroscópico, brilla con una magnitud conjunta de +3.3 y distan 58 años-luz de nosotros.

Alzirr es una estrella subgigante amarilla de tipo espectral F5-IV, lo que indica que se encuentra en una fase de transición entre la secuencia principal y el estadio de gigante, agotando el hidrógeno de su núcleo para comenzar a fusionar helio. Posee una masa cercana a 1,7 veces la solar y un radio que casi triplica el del Sol, con una luminosidad 12 veces la solar. Su temperatura superficial ronda los 6 500 K y muestra una rotación relativamente rápida para una estrella de su tipo. Se han detectado emisiones en Rayos X, producidos por los rápidos giros de estas estrellas que se suponen tienen masa y tamaño similares, así como clase espectral tipo F.

Localización de Alzirr, ayúdate con Betelgeuse y Procyon.

30 Geminorum A-B

Junto a Alzirr y a menos de un grado angular de distancia está 30 Gem

Por último, podríamos considerar a 30 Geminorum como la última estrella poluxiana y se encuentra a menos de un grado de Alzirr tiene magnitud visual de +4.5 requiriendo para ser vista un cielo especialmente oscuro y desde la ciudad ha de utilizarse binoculares para poder localizarla, puedes ayudarte a partir de Alzirr o de Alhena, si desconoces la constelación, toma Betelgeuse y Procyon formando un segmento que hace de base de un triángulo con muy poca altura y cuyo vértice superior es 30 Gem.

A diferencia de las otras estrellas tratadas, 30 Geminorum no conserva un nombre tradicional ampliamente documentado, ya que su designación procede del catálogo de Flamsteed, que numeraba las estrellas según su posición en ascensión recta. Esto sugiere que, aunque visible, no desempeñó un papel simbólico destacado en las tradiciones astrales antiguas.

Es una estrella binaria que tiene un compañero visual de magnitud +13 ubicado a una separación angular de 21,20″ a lo largo de un ángulo de posición de 187° desde la estrella más brillante, medición realizada en 2011.

30 Geminorum A es una estrella gigante roja de la rama horizontal HR (red clump), situada a unos 300 años-luz del Sol.  Su clase espectral es K0+ III Ca1 , con una masa aproximada de 2,3 masas solares y un radio de más de 22 veces el del Sol, expansión provocada por la fusión de helio en su núcleo habiendo alcanzado la estabilidad. Su temperatura superficial es relativamente baja, en torno a los 4.500 K, lo que le confiere su tonalidad amarillenta-anaranjada. Irradia hasta 189 veces la radiación del Sol. Astrométricamente, presenta una paralaje modesta y un movimiento propio apreciable. Tiene una edad estimada en 1.200 millones de años. De su compañera no se sabe apenas nada.

30 Geminorum A-B

[6] LA CONSTELACIÓN DE GEMINI como nunca la has visto: LAS ESTRELLAS POLUXIANAS (1.ª parte): φ Gem, υ Gem, κ Gem y δ Geminorum.

 

φ Geminorum (Fi Geminorum)

Fi Geminorum se encuentra en la dirección de la línea imaginaria que une Pólux con delta Cancri y a una escasa distancia angular de algo más de 2 grados.

Con una magnitud aparente de alrededor de +4,95, lo que la sitúa entre las estrellas de menor brillo de la constelación. Los datos de paralaje astrométrico indican que se encuentra a una distancia de aproximadamente 220 años luz.

Es una estrella blanco-azulada de tipo espectral A3V, perteneciente a la secuencia principal. Su temperatura efectiva de superficie es de alrededor de 8.500 – 8.700 K, más caliente que el Sol. Siendo su luminosidad  significativamente mayor que la del Sol, con aproximadamente 36 veces la luminosidad solar, y su masa es cercana a 1,9 masas solares. Su diámetro angular estimado, 0,56 milisegundos de arco, permite evaluar su radio, siendo éste 4,1 veces más grande que el radio solar. Esta combinación de altas temperaturas, masa y brillo la sitúa firmemente entre las estrellas intermedias más calientes y evolucionadas de la secuencia principal. Su rápido giro con velocidad proyectada ~165 km/s indica una notable rotación estelar que produce un ligero achatamiento ecuatorial.

Fi Geminorum (φ Gem) es un sistema doble, ambas componentes giran en órbitas circulares con un período de 582 días. El sistema tiene una edad aproximada de alrededor de 600 millones de años.

De la compañera, Fi Geminorum B, se desconoce sus características.

Fi (φ) Geminorum

υ Geminorum (Upsilon Geminorum)

Úpsilon geminorum es una estrella cercana a Pólux, entre Iota y Kappa Geminorum, a 3º

Úpsilon (υ) Geminorum es una estrella gigante roja evolucionada de clase espectral M0-III. Con una magnitud aparente de +4,04 se encuentra a 253 años luz de distancia del Sol.

Es la típica gigantes rojas frías que ha agotado el hidrógeno en sus núcleos y se encuentra en una fase evolutiva avanzada, siendo su temperatura efectiva superficial de 4.019 K. Su masa estimada es de 1,52 masas solares, pero su radio se ha expandido de forma considerable hasta alrededor de 40 veces el radio solar, lo que explica su gran luminosidad y color rojo profundo. La luminosidad total de υ Geminorum es alrededor de 370 veces la del Sol.

Desde el punto de vista dinámico, la estrella muestra un giro relativamente lento (velocidad de rotación proyectada ~5,9 km/s), como es habitual en gigantes donde el momento angular superficial se redistribuye a medida que la estrella se expande. Su edad se estima en alrededor de 3.000 millones de años. 

Una particularidad interesante de υ Geminorum es que se considera parte del grupo de movimiento Wolf 630, un conjunto de estrellas que viajan a través de la galaxia con velocidades similares, sugiriendo un origen común o una evolución cinemática parecida, procedentes de un antiguo cúmulo abierto de estrellas.

Úpsilon (υ) Geminorum

Kappa Geminorum se encuentra en las inmediaciones de Pólux, a 3º en dirección a Procyon, se encuentra alineada con úpsilon, iota, tau y theta geminorum.

κ Geminorum (Kappa Geminorum)

El sistema está compuesto por una estrella gigante amarilla dominante de magnitud +3.57 y una compañera más débil de magnitud +8.2 de la que se sabe muy poco. La distancia es de aproximadamente 141 años luz.

Kappa (κ) Geminorum es un sistema binario visual con separación fácilmente observable en telescopios pequeños que en 2014 se midió en una separación angular de 7,2  segundos de arco a lo largo de un ángulo de posición de 241°. 

κ Geminorum A: Tiene una clasificación espectral G9-III, propia de gigantes amarillas, con una temperatura efectiva de unos 5.000 K. Su radio es 11 veces el radio solar y su luminosidad unas 69 veces superior a la solar. Su masa ronda aproximadamente 2,07 masas solares y su edad es cercana a 2.000 millones de años, indicando que se ha alejado de la secuencia principal y se encuentra bien asentada en la fase de gigante.

Kappa (κ) Geminorum

Kappa Geminorum forma parte del asterismo chino de la pila de leña y su nombre en chino es Pinyin. En japonés se llama Takahiro-Boshi que significa «estrella de la nobleza estimada». 

Localización de WASAT en la constelación de los Gemelos

                          WASAT - Delta (δ)  Geminorum

WASAT es una de las estrellas más brillante de la constelación de Los Gemelos, situada a medio camino entre Pólux y Alhena, en la figura del cuerpo de Pólux, es una estrella poluxiana, su nombre proviene del árabe que significa «medio» por indicar su situación dentro del asterismo, brilla con una magnitud aparente de +3,53 y se encuentra aproximadamente a algo más de 60 años luz de distancia, siendo una estrella relativamente cercana. Al estar tan cerca de la eclíptica (0,18 º al S.) es ocultada eventualmente por la Luna, el Sol y con menor frecuencia por algún planeta. Tombaugh descubrió el planeta enano Plutón a menos de medio grado de esta estrella en 1.930.

El sistema doble espectroscópico interno al sistema de Delta Geminorum (Imagen artística)

WASAT δ Geminorum es un sistema triple en el que la estrella principal es un miembro de un binario espectroscópico con un período orbital de unos 6,1 años. Más lejos se encuentra la tercer componente que tarda un siglo en orbitar al par principal, es una enana roja de clase espectral K.

Wasat (δ Geminorum A) tiene una masa de aproximadamente 1,57 masas solares, su radio es el doble del radio solar, con una temperatura efectiva cercana a 6 900 K y una luminosidad de casi 10 veces la del Sol. Gira rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de ~129,7 km/s y tiene una edad estimada de alrededor de 1.600 millones de años.

Este sistema estelar viene hacia nosotros y se calcula que para dentro de un millón de años, estará tan solo a 7 años-luz de nosotros, quizás sea tierra de promisión para una humanidad remotamente futura.

En la astronomía china, esta estrella pertenece al asterismo de la Copa de Vino, siendo su segunda estrella, junto con Omega Geminorum y 57 Geminorum.

Wasat está en conjunción con Júpiter actualmente (Enero 2026)

[5] LA CONSTELACIÓN DE GEMINI como nunca la has visto: LAS ESTRELLAS CASTORIANAS (2.ª parte); ε Gem, ν Gem, μ Gem , η Gem y 1 Geminorum.

Continuamos en esta segunda parte, la descripción de las estrellas castorianas correspondientes a las piernas de Cástor y cuya lista os adjunto en el siguiente cuadro.

Hemos partido desde Cástor recorriendo la figura y en la primera parte describí las estrellas ρ Geminorum, τ Geminorum, θ Geminorum, ι Geminorum. Volvemos nuevamente al centro de la figura y nos encontramos en τ Geminorum, la siguiente estrella y más brillante de esta parte del asterismo es Mebsuta, ε Geminorum.

Epsilon Geminorum (ε Gem) - MEBSUTA

Epsilon Geminorum (ε Gem)  conocida tradicionalmente como MEBSUTA de magnitud aparente +2,98, es la quinta estrella más brillante en la constelación de Géminis. 

Su nombre proviene del árabe  ('Mabsūṭah' مبسوطة) en donde, junto a la estrella Mekbuda (ζ Geminorum), formaban las garras de un león. Hace referencia a la pata extendida de este león, es decir, la garra extendida, mientras que Mekbuda proviene de una frase referente a la garra cerrada, Mebsuta hace referencia a la garra extendida. Melucta y Meboula han sido nombres utilizados en el pasado para designar a Mebsuta.

En la astronomía china, forma parte del asterismo del Pozo formado por  ε Geminorum, μ Geminorum , ν Geminorum , γ Geminorum , ξ Geminorum , 36 Geminorum , ζ Geminorum y λ Geminorum, siendo esta quinta estrella del pozo.

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.

Mebsuta

Nu Geminorum (ν  Gem) - NUCATAI 

Nucatai (ν Gem) junto con γ Gem (Alhena), η Gem (Propus), μ Gem (Tejat) y ξ Gem (Alzirr) forman el asterismo árabe Al Nuḥātai , la Joroba del Camello.

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   C: Orbita alrededor del par interno ν  Gem Aa–Ab con un periodo de aproximadamente 19,1  años y una excentricidad de ≈0,24, lo que indica que su trayectoria alrededor del centro de masas común es ligeramente elíptica. El semieje mayor de su órbita —es decir, la distancia media a la que se encuentra de la pareja interna— corresponde a unos 82,8 milisegundos de arco en el cielo, lo que, traducido a una distancia física con la paralaje del sistema, equivale a algo así como ≈14 – 15 unidades astronómicas (AU). Esta separación sitúa a ν Gem B más lejos de Aa‑Ab que, por ejemplo, la órbita de Saturno al Sol en nuestro sistema solar.

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.

Localización de Nu Geminorum en la constelación

                      Mu Geminorum (μ  Gem) -  TEJAT

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.

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

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.

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 es un sistema múltiple situado a unos 153 años‑luz, con una magnitud visual de +4,15. La componente principal es una gigante de tipo K0III con masa de aproximadamente 1,94 M☉ y un color amarillo-anaranjado (B–V ~+0,83), mientras que sus compañeras forman un par espectroscópico compuesto por una subgigante F6IV y una estrella de masa similar al Sol. 

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. 

[4] LA CONSTELACIÓN DE GEMINI como nunca la has visto: LAS ESTRELLAS CASTORIANAS (1.ª parte); ρ Gem, τ Gem, θ Gem , ι Geminorum.

 

Los asterismos son las figuras que nos permiten recordar la forma de una constelación. Si bien, aprendí la constelación de Géminis como un largo rectángulo, la mayor parte de los aficionados a la observación astronómica de los paises de cultura anglosajona diseñaron un asterismo donde aparecen las dos figuras humanas de los dióscuros tal y como aparece en la ilustración, el miembro de la izquierda es Pollux y el de la derecha, Cástor.

Basándome en esto, hago una división entre dos grandes familias de estrellas geminianas, de un lado, las Castorianas y del otro, las Polurianas.

En esta entrada voy a centrarme en las Castorianas, es decir, las que forman parte del asterismo de Cástor conforme al asterismo de Los Gemelos.

Las Castorianas están formadas por 10 estrellas brillantes que se encuentran en la parte superior del rectángulo, donde domina Cástor (α) Alfa geminorum. Aquí expongo la lista de estas estrellas en orden lexicográfico. En el resto del artículo expondré estas estrellas en el orden natural en el que están dispuestas en el cielo, partiendo desde Cástor a lo largo del segmento que caracteriza su figura.

ρ      Rho Geminorum   

Rho Geminorum (ρ Gem) se sitúa hacia el extremo oriental de la constelación, muy cerca de CASTOR (aprox. 1º). Es un sistema estelar múltiple que se sitúa a una distancia relativamente cercana de nosotros, con un valor de paralaje de unos 55,4 milisegundos de arco, lo que corresponde a una distancia de aproximadamente 59 años-luz desde el Sol, según datos astrométricos medidos por la misión Hipparcos y otras fuentes estelares modernas.

Desde un punto de vista astrométrico, Rho Geminorum destaca no solo por su proximidad relativa, sino también por su movimiento propio perceptible, con componentes de movimiento que muestran desplazamientos de aproximadamente 0,16″ por año en ascensión recta y 0,19″ por año en declinación.

La componente principal, Rho Geminorum A, es una estrella de secuencia principal de tipo espectral F1 V–F0 V, lo que significa que es más caliente, más grande y más luminosa que nuestro Sol. La clasificación espectral F0–F1 señala una temperatura efectiva superior a los 7.300 K, con un color blanco-amarillento típico de estrellas de clase F y una luminosidad intrínseca varias veces mayor que la solar. Su magnitud absoluta, alrededor de +2,9.

Las estrellas acompañantes de Rho Geminorum A requieren un potente telescopio para poder ser vistas, están catalogadas estas dos estrellas:

Rho Geminorum B (Gliese 274 B), una estrella tenue de magnitud cercana a +12,5 cuya detección y seguimiento aún resultan inciertos debido a su cercanía aparente a la estrella primaria. Es una estrella blanco-amarilla de la secuencia principal blanca de tipo espectral F0V. Tiene una temperatura superficial de 7000 K y es 5,4 veces más luminosa que el Sol. Su diámetro es un 60% más grande que el diámetro solar y, como corresponde a una estrella de sus características, rota mucho más deprisa que el Sol —su velocidad de rotación proyectada es de 63 km/s—, siendo su período de rotación igual o inferior a 1,3 días. Presenta un contenido metálico (metalicidad) aproximadamente la mitad que el solar. Con una masa ligeramente inferior a 1,5 masas solares, su edad se estima en 6000 millones de años.

Rho Geminorum E (V376 Geminorum), una estrella más brillante de magnitud alrededor de +7,7 que comparte movimiento propio con la primaria y por ello muy probablemente está gravitacionalmente ligada al sistema. Su tipo espectral K2.5 V, una estrella enana naranja más pequeña y fría que la principal, con una masa cercana a 0,77 veces la del Sol y una luminosidad menor, lo que la coloca en una posición física diferente dentro del sistema. De hecho, su brillo variable y su periodo de variación de alrededor de 11,6 días se asocian a un tipo de variabilidad estelar conocida como BY Draconis, producida por la rotación de la estrella combinada con manchas estelares que entran y salen del campo de visión. Esta estrella está separada físicamente de la principal en 13.500 U.A. y angularmente supone 12,6 minutos de arco.

Las componentes C, D y E se sitúan a separaciones angulares mucho mayores y constituyen un sistema múltiple laxo, típico de estrellas formadas en una misma región o asociadas cinemáticamente, existe una alta inseguridad en que estos componentes formen parte real de este sistema múltiple estelar.

Rho Geminorum C: Es una estrella débil, de tipo espectral tardío, situada a una distancia angular considerable respecto al par A–B. Sus características astrométricas sugieren que podría estar gravitacionalmente ligada, aunque con una órbita extremadamente amplia y débilmente estable. Su separación aparente respecto a la principal es de ∼220″. Datos de movimiento propio (cómo se desplaza la estrella en el cielo) no coinciden con los de Rho Geminorum A, lo que implica que no comparten un movimiento común claro y probablemente no estén ligados gravitacionalmente.

En consecuencia, no hay parámetros astrofísicos sólidos (masa, tipo espectral, luminosidad, etc.) confirmados para Rho Geminorum C como miembro físico del sistema. Lo más probable es que se trate de una estrella de campo en proyección cercana al sistema A–B–E.

Rho Geminorum D:  Presenta un brillo aún menor y se encuentra más alejada. En este caso, la relación con el sistema principal es menos segura: algunos catálogos la tratan como posible compañera física, mientras que otros la consideran una estrella asociada solo cinemáticamente o incluso una alineación de campo.

Al igual que en el caso anterior de Rho Geminorum C, los movimientos propios y otros parámetros astrométricos no coinciden con los de Rho Geminorum A, lo que refuerza la conclusión de que sea una estrella de campo no perteneciente al sistema físico. Por tanto, no existen datos astrofísicos confiables sobre su tipo espectral, masa o distancia relativa como parte de Rho Geminorum. 

Tau Geminorum

Tau Geminorum (τ Gem), ubicada cerca del plano de la Vía Láctea, no posee un nombre tradicional conocido. Astrométricamente es una estrella de magnitud alrededor de +4,5, situada a unos 300 años luz. Astrofísicamente se trata de una gigante naranja de tipo K, con un radio varias veces mayor que el solar y una luminosidad elevada, representando una etapa evolutiva intermedia entre la secuencia principal y las fases más avanzadas de expansión estelar.

Tau Geminorum muestra también un movimiento propio discreto y una velocidad radial positiva de unos +21 km/s, lo que indica que se está alejando lentamente del Sol dentro de la dinámica de la Vía Láctea.

Tau Geminorum es una estrella evolucionada de tipo espectral K2 III, una clasificación que denota una gigante naranja con una temperatura efectiva superficial de 4.583 K, lo que le confiere el característico tono anaranjado de las estrellas más frías que el Sol. 

En comparación con nuestra estrella, Tau Geminorum ha expandido su radio hasta unas ~27 veces el del Sol, y su masa es aproximadamente el doble de la solar, lo que explica su mayor luminosidad y sus dimensiones avanzadas en la fase evolutiva actual. De hecho, su luminosidad supera en más de 200 veces la del Sol, irradiando gran parte de esa energía desde una envoltura estelar extendida, como es típico en gigantes que han agotado el hidrógeno de su núcleo y han iniciado etapas más avanzadas de fusión en capas externas.

La clase de gigante en la que se encuentra Tau Geminorum indica que la estrella ya ha abandonado la secuencia principal y se está acercando a las fases posteriores de su evolución estelar, donde los elementos más pesados se fusionan en el núcleo y las capas exteriores se dilatan. Su magnitud absoluta, aproximadamente −0,4, refleja su alta energía intrínseca, muy superior a la que tendría una estrella de similar tipo colocada a 10 parsecs de distancia. 

El movimiento de rotación de Tau Geminorum es relativamente lento, con una velocidad proyectada de rotación de ~5,8 km/s, lo que es habitual en estrellas gigantes de gran tamaño, dado que su extensión superficial provoca que el mismo momento angular resulte en una rotación más pausada.

Tau Geminorum y la enana marrón τ Gem b

Tau Geminorum posee al menos una compañera subestelar, la enana marrón Tau Geminorum b, cuya masa mínima es de alrededor de 20 Júpiteres y que describe una órbita de aproximadamente 305 días alrededor de la estrella gigante, según mediciones de velocidad radial que revelaron su presencia. Esta compañera no solo amplía el interés físico del sistema, sino que también ofrece una oportunidad para estudiar cómo objetos masivos subestelares interactúan con estrellas evolucionadas, un campo activo de investigación astrofísica.

También podría tener una compañera estelar: una enana K0 de magnitud +11, con una separación proyectada de aproximadamente 187 UA, pero requiere ser probado con más observaciones y comprobaciones para confirmarlo.

En conjunto, Tau Geminorum representa una estrella de transición en términos astrofísicos: una gigante que ha evolucionado más allá de la fase estable principal, irradiando una gran cantidad de energía desde su atmósfera expandida y formando parte de un sistema más complejo que incluye al menos un objeto subestelar. Sus mediciones astrométricas precisas y su accesibilidad al telescopio la convierten en un ejemplo valioso para comprender las fases avanzadas de la evolución estelar en estrellas intermedias.

Theta Geminorum

Theta Geminorum (θ Gem), astrométricamente es una estrella de cuarta magnitud (+3.59), observable en cielos oscuros, situada a 189 años luz. Astrofísicamente es una estrella blanca de tipo A, más caliente y masiva que el Sol y carece de compañera, tiene una rotación relativamente rápida que ensancha sus líneas espectrales y una luminosidad varias decenas de veces superior a la solar.

Se trata de una estrella subgigante de tipo A en evolución con una clasificación estelar de A2 IV. Es 1,80 veces la masa del Sol e irradia 93 veces la luminosidad solar. El diámetro angular medido es 0,82 ± 0,03  mas .  A una distancia estimada de esta estrella, esto da como resultado un tamaño físico de aproximadamente 5,1 veces el radio del Sol. Su edad está calculada en 252 millones de años y una velocidad de rotación proyectada de 133  km/s. Esta velocidad de rotación le da a la estrella una forma achatada , con un abultamiento ecuatorial un 11 % mayor que el radio polar.

Iota Geminorum (Propus)

Iota Geminorum (ι Gem) es una estrella solitaria de cuarta magnitud (+3.79) en la constelación de Géminis. En el cielo forma un triángulo isósceles con Castor y Pollux y se encuentra a menos de un grado de las estrellas de quinta magnitud 64 y 65 Geminorum.

En la figura del asterismo americano de los Gemelos, Propus es la estrella que une a los hermanos en sus brazos.

Aunque el nombre tradicional de esta estrella le corresponde con mayor propiedad a Eta Geminorum (η Gem), ya que «Propus» significa en latín "antepié", y esa parte de la figura no está situada donde se encuentra Iota Geminorum, ya que está situada en la parte central de la figura.

En la astronomía china, esta estrella es el tercer rey feudal del asterismo de los cinco reyes feudales representados por las estrellas  ι Geminorum, θ Geminorum , τ Geminorum , υ Geminorum y φ Geminorum.

Astrométricamente es una estrella situada a unos 120 años luz, con un movimiento propio discreto. Astrofísicamente se clasifica como una subgigante o gigante temprana de tipo F, en transición evolutiva entre la secuencia principal y fases más expansivas, con una luminosidad varias veces superior a la del Sol y una temperatura superficial mayor que la solar.

La estrella es una gigante roja evolucionada con una clasificación estelar de G9 III. Es muy probable que pertenezca a la población de discos delgados galácticos. La estrella tiene 1,89 veces la masa del Sol, pero se ha expandido hasta alcanzar 9,5 veces el radio solar . Brilla con 54 veces la luminosidad del Sol desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de 5.072 K.