Constelación Serpens (II)

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Se ha encontrado que varias estrellas en Serpens tienen planetas.

La más brillante, Omega Serpentis, ubicada entre Epsilon y Mu, es una gigante naranja con un planeta de al menos 1.7 masas de Júpiter.

NN Serpentis, un sistema binario eclipsante envolvente posterior que consiste en una enana blanca y una enana roja, es muy probable que tenga dos planetas causando variaciones en el período de los eclipses. Se ha encontrado que el análogo solar HD 137510 tiene una enana marrón, aunque no tiene un planeta.

PSR B1534+11 es un sistema que consiste en dos estrellas de neutrones que orbitan entre sí, una de las cuales es un púlsar con un período de 37,9 milisegundos. Situado a aproximadamente 1.000 parsecs de distancia, el sistema se usó para probar la Teoría de la Relatividad general de Albert Einstein, validando los parámetros relativistas del sistema dentro del 0.2% de los valores predichos por la teoría. Se ha encontrado que la emisión de rayos X del sistema está presente cuando la estrella no pulsar se cruza con el viento pulsar ecuatorial del pulsar, y la órbita del sistema varía levemente.

La estrella más brillante en la cola, Eta Serpentis, es similar a la primaria de Alpha Serpentis, que es gigante roja de clase espectral K. Sin embargo, se sabe que esta estrella exhibe oscilaciones similares a la Solar durante un período de aproximadamente 2,16 horas.

Las otras dos estrellas en Serpens Cauda que forman su asterismo son Theta y Xi Serpentis. Xi, donde el asterismo se cruza con Mu Serpentis en la cabeza, es un sistema estelar triple ubicado aproximadamente a 105 parsecs de distancia.

Dos de las estrellas, con una magnitud aparente combinada de alrededor de 3.5, forman un binario espectroscópico con una separación angular de sólo 2.2 milisegundos de arco. El primario es un gigante blanco con un exceso de estroncio. Theta, que forma la punta de la cola, también es un sistema múltiple, que consta de dos estrellas de secuencia principal de tipo A con una magnitud aparente combinada de alrededor de 4,1 separadas por casi medio minuto de arco.

Cerca del límite con Ophiuchus están Zeta, Nu y Omicron Serpentis. Las tres son estrellas de secuencia principal de cuarta magnitud, siendo Nu y Omicron del tipo espectral A y Zeta del tipo espectral F.

Nu es una estrella única con una novena magnitud visual, mientras que Omicron es una variable Delta Scuti con variaciones de amplitud de 0,01 magnitudes.

En 1.909 la nova simbiótica RT Serpentis apareció cerca de Omicron, aunque solo alcanzó 10 de magnitud máxima.

El sistema estelar 59 Serpentis es triple, consiste en un binario espectroscópico que contiene una estrella tipo A y una naranja gigante y una naranja gigante secundaria. El sistema muestra variaciones irregulares en el brillo entre las magnitudes 5.17 y 5.2.

En 1.970, la nova FH Serpentis apareció ligeramente al norte de 59 Serpentis, alcanzando un brillo máximo de 4.5. También cerca de 59 Serpentis en la nube de Serpens hay varias variables de Orión. MWC 297 es una estrella de Herbig Be que en 1.994 exhibió un gran destello de rayos y aumentó en luminosidad de rayos X cinco veces antes de regresar al estado de reposo. La estrella también parece poseer un disco circunestelar. Otra variable de Orión en la región es VV Serpentis, una estrella Herbig Ae que se ha encontrado que exhibe pulsaciones de Delta Scuti. VV Serpentis también tiene, como el MWC 297, un disco polvoriento que lo rodea, y también es una estrella de UX Orionis, lo que significa que muestra variaciones irregulares en su brillo.

La estrella HR 6958, también conocida como MV Serpentis, es una variable Venaticorum Canum Alpha que es débilmente visible a simple vista. La abundancia de metal de la estrella es diez veces mayor que la del Sol para la mayoría de los metales en el pico de hierro y hasta 1.000 veces más para los elementos más pesados. También se ha encontrado que contiene exceso de silicio. Apenas visible a simple vista es HD 172365 un posible rezagado posterior al azul en el cúmulo abierto IC 4756 que contiene un gran exceso de litio. HD 172189, también ubicado en IC 4756, es una variable de Algol eclipsando binario con un período de 5.70 días. La estrella principal en el sistema también es una variable Delta Scuti, sometida a múltiples frecuencias de pulsación, que combinadas con los eclipses, hacen que el sistema varíe alrededor de una décima de magnitud.

Serpens Cauda contiene muchas estrellas OB masivas. Varias son visibles a simple vista, como NW Serpentis, una temprana estrella de Be que es algo variable. La variabilidad es interesante; según un estudio, podría ser uno de los primeros híbridos descubiertos entre las variables Beta Cephei y las estrellas B de pulsación lenta.

Aunque no es visible a simple vista, HD 167971 (MY Serpentis) es un sistema triple variable Beta Lyrae que consta de tres estrellas tipo O muy calientes.

Un miembro del grupo NGC 6604, las dos estrellas eclipsantes son ambas gigantes azules, siendo una de las primeras del tipo espectral O7.5III. La estrella restante es una gigante azul o supergigante de un tipo espectral O tardío o temprano B.

También un sistema binario eclipsante, el sistema HD 166734 consiste en dos supergigantes azules de tipo O en órbita alrededor de la otra. Menos extremo en términos de masa y temperatura es HD 161701, un binario espectroscópico que consta de un primario de tipo B y un Ap secundario, aunque es el único binario espectroscópico conocido que consiste en una estrella con exceso de mercurio y manganeso y una estrella Ap.

Al sur de la Nebulosa del Aguila en la frontera con Sagitario está el ecléctico binario W Serpentis, cuya principal es una gigante blanca que está interactuando con el secundario. Se ha encontrado que el sistema contiene un disco de acreción (accretion), y fue uno de los primeros Serpentis descubiertos, que son binarios eclipsantes que contienen líneas espectrales extremadamente lejanas ultravioletas. Se sospecha que tales Serpentis se encuentran en una fase evolutiva anterior, y evolucionarán primero en variables periódicas dobles y luego en variables de Algol clásicas.

También cerca de la Nebulosa del Águila está el eclipsante binario Wolf-Rayet CV Serpentis, que consiste en una estrella Wolf-Rayet y una subgigante de tipo O caliente. El sistema está rodeado por una nebulosa en forma de anillo, probablemente formada durante la fase primaria Wolf-Rayet. Los eclipses del sistema varían de forma errática, y hay dos teorías sobre por que ninguno de ellos es completamente consistente, con la comprensión actual de las estrellas.

Serpens Cauda contiene binarias de rayos-X. Uno de estos, GX 17 + 2, es un sistema binario de rayos X de baja masa que consiste en una estrella de neutrones y, como en todos los binarios de rayos X de baja masa, una estrella de baja masa. El sistema ha sido clasificado como una fuente Z tipo Sco, lo que significa que su acrecentamiento está cerca del límite de Eddington. También se ha encontrado que el sistema aumenta aproximadamente cada 3 días en alrededor de 3.5 magnitudes de banda K, posiblemente debido a la presencia de un chorro de sincrotrón (radiación). Otro binario de rayos X de baja masa, Serpens X-1, sufre explosiones ocasionales de rayos X. Uno en particular duró casi cuatro horas, posiblemente explicado por la quema de carbono en "un océano de elementos pesados".

Fuente:https://en.wikipedia.org/wiki/Serpens