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EL ARBOL DE LAS CONSTELACIONES/ THE TREE OF THE CONSTELLATIONS

Y creó Dios las estrellas para separar la Luz de las Tinieblas, y las puso en el Firmamento de los Cielos para separar la Luz de las Tinieblas.

 

CONSTELACIÓN ESCORPIÓN - SCORPIUS

 

 

 

LY.AÑOSLUZ

velocidad

MOVIMIENTO RELATIVO

Alfa

21 Scorpii

ANTARES

550

3,4 km/s

 

beta

8 Scorpii

AKRAB

530

 

 

Lambda

35 Scorpii

SHAULA

559 

26.2 km/s

18,800 and 23,700 ly

Theta

 

SARGAS

270

2.8 km/s

23,400 and 32,200 ly

Epsilon

26 Scorpii

LARAWAG

64

61.7 km/s

13,000 and 24,100 ly

Kappa

 

Girtab

483

23.1 km/s

22,500 and 23,700 ly

Upsilon

34 Scorpii

Lesath

575

26.6 km/s

18,400 and 24,300 ly

Pi

6 Scorpii

HD 143018

576

25.5 km/s

19,900 and 23,700 ly

Tau

23 Scorpii

Alniyat

447

15.4 km/s

21,600 and 25,000 ly

Zeta-2

HD 152334

Grafias

132

53.2 km/s

14,500 and 24,300 ly

Beta-1

8 Scorpii

 

399 

14.3 km/s

22,300 and 25,700 ly

Iota-1

Scorpii

  

1,911

31.3 km/s

20,000 and 22,900 ly

Omega-1

9 Scorpii

HD 144470

470

17.7 km/s

21,800 and 24,400 ly

H

 

HD 149447

342

9.8 km/s

23,500 and 38,200 ly

N

Aymin

554

17.6 km/s 

21,000 and 24,200 ly

Omega-2

10 Scorpii

HD 144608

290

27.3 km/s 

23,100 and 31,700 ly

 

1 Scorpii

HD 141637

494

20.9 km/s

20,700 and 24,000 ly

 

 

 

 

 

 

NGC6231

IC4592

NGC 6144

ANTARES (Alfa Escorpio) es una supergigante roja de clase M (M1,5) en el corazón del escorpión. Al encontrarse dentro del Zodíaco suele confundirse con el planeta rojo, como demuestra su nombre, Antares, o "Ant-Ares", que significa "como Marte", siendo "Ares" el nombre griego del dios de la guerra. Esta magnífica estrella de primera magnitud (normalmente 0,96), que brilla frente a Betelgeuse, su homóloga en Orión, es la decimoquinta más brillante del cielo. Sin embargo, es una variable semirregular que puede cambiar varias décimas de magnitud a lo largo de los años. Su gran distancia de 550 años luz (segunda reducción Hipparcos) revela que es realmente luminosa, a simple vista casi 10.000 veces más brillante que el Sol. Como es frío, sólo unos 3.600 grados Kelvin en su superficie, irradia una cantidad considerable de su luz en el infrarrojo invisible. Si se tiene esto en cuenta, la estrella resulta unas 60.000 veces más brillante que el Sol (con bastante incertidumbre). Una temperatura baja unida a una luminosidad elevada nos indica que la estrella debe ser enorme, luminosidad y temperatura dan un radio de unas 3 Unidades Astronómicas. Es tan grande que los astrónomos pueden detectar y medir fácilmente el tamaño de su disco aparente, que da un radio aún mayor, de 3,4 UA, un 65% del tamaño de la órbita de Júpiter. La diferencia se debe a incertidumbres en la distancia, la temperatura, el estado de pulsación y la ubicación real de la superficie de pérdida de masa, ya que la estrella se está evaporando lentamente bajo un feroz viento que la ha envuelto en una nube de gas, o nebulosa, que brilla por la luz dispersada de la estrella ultraluminosa que hay en su interior. No se conoce bien la magnitud del oscurecimiento causado por el polvo interestelar. Si alcanzara media magnitud, Antares podría ser tan brillante como 90.000 Soles, lo que prácticamente eliminaría la discrepancia del radio. Enterrada en el viento hay una estrella compañera caliente de quinta magnitud (5,5) y clase B (B2,5) (a sólo 3 segundos de arco) que se esconde en el brillante resplandor de Antares. Ambas están separadas por unas 550 UA y tardan unos 2.500 años en orbitarse mutuamente. La compañera ahueca una pequeña región ionizada dentro del viento y, aunque de color blanco azulado, tiene la reputación de parecer verde como resultado de un efecto de contraste con su brillante compañera rojiza. A Antares, con una masa incierta de 15 a 18 masas solares, probablemente no le quede mucho tiempo. Algún día tendrá masa suficiente para desarrollar un núcleo de hierro y, finalmente, explotar como una brillante supernova. El acontecimiento puede producirse dentro de un millón de años, en un abrir y cerrar de ojos astronómico, o esta misma noche, por lo que no hay que perder de vista a una de las grandes estrellas del cielo nocturno. La compañera, sin embargo, con unas 7 u 8 masas solares, parece estar justo por debajo del límite de supernova y probablemente morirá como una enana blanca masiva. Ver la Luna visitando Antares.

 

REGIÓN DE ANTARES

 

SHAULA (Lambda Scorpii). En los veranos templados del norte, Scorpius planea sobre el horizonte meridional, con su cola curvada inferior casi fuera de la vista, mientras que en el invierno templado del sur, la constelación pasa muy por encima. En el extremo de la cola hay un par de estrellas que representan el "aguijón" del escorpión, antiguamente llamado Shaula, del árabe, que significa exactamente eso. En tiempos más modernos, el nombre se trasladó a la más brillante del par, la más débil ahora llamada Lesath. Aunque Bayer dio a Shaula el nombre de Lambda (la undécima letra del alfabeto griego) (probablemente debido a su posición meridional), la estrella es la segunda más brillante de la constelación, después de Antares. Con su brillante segunda magnitud (1,63), está empatada con Gacrux (Gamma Crucis) en el puesto 24 de las estrellas más brillantes del cielo. De las estrellas de segunda magnitud, sólo Castor, en Géminis, es más brillante. Aunque las dos estrellas parecen estar muy cerca, a sólo medio grado de distancia, no forman una pareja real, ya que Shaula se encuentra a 365 años luz y Lesath a 520 años. Sin embargo, ambas estrellas y varias otras del sur de Scorpius pertenecen a la enorme y cercana "asociación Scorpius OB1", un grupo en expansión y desintegración de estrellas calientes que nacieron casi al mismo tiempo. Shaula es un complejo sistema triple que no se comprende del todo. La distancia ha sido un problema. Mientras que el satélite Hipparcos daba 700 años luz, observaciones más recientes dan sólo la mitad (los 365 años luz anteriores). La estrella principal, Shaula A, es una subgigante caliente (25.000 Kelvin) de clase B (B1.5) con un radio 6,2 veces el del Sol y una masa (por temperatura y luminosidad) de 11 solares. La estrella parece más bien una enana que fusiona hidrógeno que una subgigante. También es una variable pulsante sutil de la clase "Beta Cephei", que cambia su brillo en menos de una décima de magnitud con al menos dos periodos de 0,2137 y 0,1069 días simultáneos. Las pulsaciones están causadas por metales ionizantes subsuperficiales que actúan como una válvula de calor. La número 2 del sistema, Shaula B, es una estrella de clase B2 algo menor que orbita Shaula A cada 2,96 años a (a partir de las masas estelares y el periodo) una separación media de 5,7 unidades astronómicas, algo más de la distancia de Júpiter al Sol. Una modesta excentricidad las acerca hasta 4,4 UA y las aleja hasta 7,0 UA. Shaula B, con una temperatura de 21.000 Kelvin, irradia 5.000 luminosidades solares, de las que se deduce un radio de 5,4 solares y una masa de 8 solares. En órbita alrededor de Shaula A, con un período de sólo 5,9525 días, se encuentra una estrella mucho menor llamada "Shaula Ab" (lo que hace que la estrella principal sea "Shaula Aa") que, según la hipótesis, es el origen de la radiación de rayos X tan inusual de Shaula. Con una masa estimada de 1,8 solar, Shaula AB orbitaría a una distancia de Shaula Aa de sólo 0,15 UA, menos de la mitad de la distancia de Mercurio al Sol. Cabría esperar que una pequeña compañera tan cercana tuviera una órbita circular. Sin embargo, Shaula Ab serpentea desde 0,19 UA de Shaula Aa hasta 0,11 UA. Shaula Ab podría ser una estrella de neutrones creada en una explosión de supernova a partir de un progenitor mucho más masivo, una enana blanca masiva que es el resultado de una transferencia de masa, o -lo que parece ser lo más probable- una estrella que aún está en proceso de formación, una estrella "T Tauri" (este tipo de estrellas son fuentes vigorosas de rayos X), lo que concuerda con una edad del sistema inferior a 15 millones de años. Shaula Aa explotará probablemente como supernova (la expansión como supergigante probablemente acabe con Shaula a), aunque aún es posible la creación de una enana blanca masiva de neón-oxígeno. Shaula B, por otro lado, si no es absorbida o destruida, lo más probable es que persiga la enana blanca. Gracias a S. Kabir por sugerir esta estrella, a Ken Croswell por la correspondencia y un resumen de datos, y a Bill Hartkopf por aclarar la nomenclatura de estrellas múltiples.

GIRTAB (Theta Scorpii). Girtab, la estrella Theta de Bayer dentro de Scorpius, el escorpión celeste, destaca en casi todos los sentidos. Su nombre es inusual, ya que procede del sumerio y no del árabe o el griego, y significa simplemente "el escorpión". Además, lleva un nombre adicional, "Sargas", también sumerio, cuyo significado se desconoce. Aquí nos quedaremos con Girtab, aunque Sargas también se utiliza habitualmente. Aunque la extensión más meridional del Sol se encuentra en la vecina Sagitario, Escorpio es la más meridional de las constelaciones zodiacales. Y la brillante Girtab de segunda magnitud (1,87) es la estrella más meridional de Escorpio, anclando estrechamente la curva meridional de la cola del escorpión. A casi exactamente 40 grados por debajo del ecuador celeste (y superada sólo por la mucho más tenue Eta Scorpii de tercera magnitud, y entonces por sólo 1/6 de grado), Girtab es invisible al norte de los 50 grados de latitud norte. La posición meridional de la estrella ha permitido a los observadores del norte utilizar su visibilidad como prueba del brillo del cielo nocturno cerca del horizonte. Escorpio está repleto de estrellas brillantes blanco-azuladas de clase B. Como gigante brillante blanco-amarillenta de clase F (F1), Girtab vuelve a ser una excepción. Desde su distancia de 272 años luz, la estrella irradia 960 veces más energía que el Sol desde una superficie con una temperatura de 7.200 Kelvin, y su radio es 20 veces el solar, lo que la convierte en una auténtica gigante. Aunque su velocidad de rotación ecuatorial es elevada (más de 50 veces la del Sol), su gran tamaño le confiere un periodo de rotación bastante largo, de 10 días (o menos). Girtab también es inusual en lo que respecta al conocimiento de su estado evolutivo. No hay duda de que la estrella, cuya masa es 3,7 veces la del Sol, está evolucionando rápidamente con un núcleo de helio muerto hacia temperaturas más bajas. Hace cien millones de años, ERA una estrella azul de clase B, que habría encajado perfectamente con sus actuales vecinas escorpiónicas. A medida que la estrella se hincha y su superficie se enfría, en menos de un millón de años debería convertirse en una variable cefeida como Mekbuda, y después en una gigante roja 5 veces más brillante de lo que es ahora, momento en el que el helio de su núcleo comenzará a fundirse en carbono y oxígeno, preparando el terreno para que se convierta en una enana blanca masiva -y claramente única-.

EPSILON SCO (Epsilon Scorpii). Aunque brillante, de segunda magnitud (2,29), en la mayoría de las demás constelaciones Epsilon Sco tendría un lugar destacado y probablemente un nombre propio. Aquí, en una de las más grandiosas del cielo, Scorpius, no tiene ni lo uno ni lo otro. Es sólo una de las muchas estrellas brillantes del Escorpión y actualmente ocupa sólo el quinto lugar después de Antares (Alfa), Dschubba (Delta), Shaula (Lambda) y Girtab (Theta), en consonancia con su designación en letras griegas. (Dschubba, históricamente más tenue que Épsilon, se encuentra en estado brillante.) Escorpio está repleta de estrellas de clase B relativamente lejanas, luminosas y calientes, muchas de las cuales están asociadas entre sí. A una distancia de sólo 65 años luz, Épsilon, una gigante de clase K (K2,5), se aparta de la norma local y se encuentra en la línea de visión general del resto de la figura. La naturaleza de Epsilon se escapa bastante al análisis. Ni siquiera la temperatura está bien definida. El promedio de todos los valores da 4400 Kelvin, una luminosidad (teniendo en cuenta la radiación infrarroja) de 72 veces la del Sol, un radio de 15 solar (no tan grande), una masa incierta de 1,25 veces la solar y una edad bastante similar a la de nuestro Sol. La medida directa del radio angular da un valor razonablemente consistente de 13 solar. El estado evolutivo de la estrella también es incierto. Si no se trata de una gigante estable que fusiona helio (llamada así porque en un gráfico de luminosidad frente a temperatura hay muchas de ellas), podría estar brillando como gigante roja con un núcleo de helio muerto, apagándose después de encender su helio interno para fusionarse en carbono y oxígeno, o brillando por segunda vez con un núcleo de C-O muerto. Aunque la primera opción es la más probable, una ligera variabilidad aparente de alrededor del 10 por ciento (sin período definido) sugiere la última opción. Realmente no lo sabemos. Una temperatura más baja, y tal vez mejor, de 4250 Kelvin da sólo una masa solar. Un análisis más detallado con otros cálculos evolutivos arroja 1,5 masas solares. Sea como fuere, la estrella da al menos una idea de lo que le ocurrirá algún día al Sol. La abundancia de metales ronda el 70 por ciento de la solar. La baja velocidad de rotación prevista, de 1,7 kilómetros por segundo, lleva a un período de rotación que podría ser de 1,3 años. También hay indicios de pérdida de masa a través de un viento acelerado. La característica más destacada de Epsilon es una alta velocidad de 63 kilómetros por segundo en relación con el Sol, de tres a cuatro veces mayor que la de las estrellas locales del disco de la Galaxia, lo que demuestra que Epsilon no sólo no forma parte de la banda general de Scorpius, sino que también es algo así como un visitante de un disco galáctico engrosado más antiguo que proporciona una transición hacia el halo antiguo exterior.

KAPPA SCO (Kappa Scorpii) GIRTAB. Las curvas de estrellas que forman el cuerpo de Escorpio, el Escorpión, es una de las figuras más dramáticas y reconocibles del cielo nocturno. En el extremo sureste, justo antes del "aguijón" de dos estrellas (formado por Shaula y Lesath) se encuentra la brillante Kappa Scorpii, de segunda magnitud (2,41), que si estuviera en la mayoría de las demás constelaciones llevaría un nombre propio, pero aquí tien. A ude a perderse entre la multitud de otras estrellas brillantes. Y es una lástima, porque esta gigante de clase B (B1,5) tiene una doble sorpresa: es a la vez binaria, con una compañera menor, al mismo tiempo que la estrella dominante es una sutil variable de tipo Beta Cepheina distancia medida bastante grande, de 465 años luz (suficiente para un oscurecimiento de alrededor del diez por ciento debido al polvo interestelar), las dos juntas irradian una energía considerable, de 15.300 Soles. El análisis espectroscópico y la órbita (conocida por los desplazamientos de las longitudes de onda de la luz de las estrellas) arrojan temperaturas individuales de 23.400 y 18.800 Kelvin para Kappa Sco A y Kappa Sco B (lo que convierte a esta última en una estrella de clase B media), además de radios de 6,8 y 5,8 solares y una estimación de las luminosidades individuales que llevan a 11.700 Soles para la estrella primaria y 3.550 para la menor, de las que a su vez se derivan masas de 10,5 y 7 solares (las masas publicadas son aún mayores). Con un periodo orbital medido de 195,65 días (0,536 años), ambas deben estar separadas por 1,7 Unidades Astronómicas, un poco más de lo que Marte está del Sol. Una excentricidad orbital bastante elevada las lleva de 2,5 UA de distancia a sólo 0,87 UA, menos que el tamaño orbital de la Tierra. La más masiva, Kappa Sco A, cae muy bien en el ámbito de la clase de estrellas Beta Cephei, oscilando sobre sólo tres centésimas de magnitud con múltiples períodos de 0,200, 0,205, 7,3. 0,19, y 2,59 días, algunas partes de la estrella se mueven hacia fuera, mientras que otras lo hacen hacia dentro. El contenido metálico de Kappa Sco es (típico de las estrellas de clase B) el 65 por ciento del del Sol, mientras que gira (las dos no relacionadas) con una velocidad ecuatorial típica de al menos 130 kilómetros por segundo (lo que da un periodo de rotación de menos de 2,5 días). Se supone que la estrella forma parte de la enorme asociación Escorpio-Centauro de estrellas azules calientes, aunque su pertenencia no está confirmada. Ambas se encuentran al final de su vida de fusión de hidrógeno. La mayor de las dos puede ser lo suficientemente grande como para explotar en forma de supernova, mientras que la menor se convertirá en una enana blanca masiva. Tal explosión podría incluso expulsar a Kappa Sco B del sistema, creando una "estrella fugitiva" como Zeta Ophiuchi.

 

AL NIYAT 20 Sco (Sigma Scorpii). Las estrellas dobles son frecuentes. También lo son las estrellas con dos nombres. Pero aquí se da el caso contrario, ¡un caso raro en el que un nombre se aplica a dos estrellas! Al Niyat es la superior de las dos estrellas que flanquean Antares, la estrella brillante en el corazón de Scorpius (y cuyo nombre en árabe significa precisamente eso), el Escorpión. El nombre, que procede directamente de una palabra árabe que significa "las arterias" (a la visión árabe de Antares como el corazón) se aplica tanto a Sigma Scorpii como a la inferior de las dos estrellas, Tau Scorpii, y puede utilizarse para cualquiera de las dos. Al Niyat, una estrella de magnitud media (2,89), ocupa el octavo lugar de la constelación. En consonancia con su "nombre doble", Al Niyat (Sigma) no sólo es doble, sino al menos cuádruple. El sistema está dominado por una estrella doble brillante (vista como una sola a simple vista) que está demasiado cerca para separarla de otra forma que no sea con el espectrógrafo. Las dos componentes calientes, una enana de clase O (O9) que fusiona hidrógeno, y la otra una gigante de clase B (B2), giran una alrededor de la otra en apenas 33 días, y están separadas sólo por una distancia similar a la que separa Venus del Sol. Todavía cerca, pero aún resoluble (a sólo 0,4 segundos de arco) se encuentra otra estrella, probablemente de clase B media, dos magnitudes más débil, y más lejos aún se encuentra una compañera telescópica (novena magnitud) de clase B más fría (B9 más o menos). No se conoce bien la distancia ni, por consiguiente, la luminosidad de las estrellas. Las mediciones directas dan 735 años luz, pero con un gran error. Sin embargo, Sigma es miembro de un gran grupo o asociación de estrellas calientes llamado "Escorpio Superior", cuya distancia media es de 470 años luz. Si las dos componentes brillantes de Sigma tienen el mismo brillo, lo que es razonable, entonces las dos distancias dan luminosidades individuales respectivas para cada una (teniendo en cuenta la radiación ultravioleta de una superficie de 30.000 Kelvin) de 65.000 y 27.000 Soles (y probablemente más cerca de la última). Una de las estrellas, probablemente la gigante de clase B más fría, es una sutil variable "Beta Cephei" que cambia de brillo en torno a un 10 por ciento con múltiples periodos que van desde un cuarto de día hasta años (de forma muy parecida a Mirzam, Beta Canis Majoris). Al Niyat (Sigma) está envuelta en una gran masa de gas interestelar, que ioniza y hace brillar como una nebulosa difusa fácilmente visible en las fotografías de la constelación. Poco habitual entre las estrellas brillantes a simple vista, la luz de Sigma se ve atenuada por el polvo interestelar en más de una magnitud, lo que debe corregirse. La absorción de la luz estelar por el polvo también "enrojece" la estrella, haciendo que una estrella naturalmente blanca azulada parezca de un blanco amarillento bastante apagado. Sea cual sea la distancia, las dos estrellas son muy jóvenes (sólo tienen unos pocos millones de años) y tienen grandes masas que se sitúan entre quizás 12 y 20 masas solares cada una. Para ser ahora una gigante que ya ha iniciado su proceso de muerte, la estrella de clase B debió de ser en su día la más masiva de la pareja. A menos que la distancia siga estando sobreestimada, cada una de las estrellas acabará estallando como supernovas, la estrella B primero, la estrella O después. Mucho más tarde, las otras dos compañeras más distantes morirán como enanas blancas masivas como Sirio B.

Al NIYAT 23 Sco(Tau Scorpii). Muchas estrellas del cielo reciben nombres iguales o parecidos. "Deneb", por ejemplo, significa "cola" en árabe, y se utiliza para Deneb de primera magnitud en la cola de Cygnus el Cisne y para la cola de la ballena (Deneb Kaitos), la cola de Capricornus (Deneb Algedi) y otras. Pero hay pocos nombres que se refieran realmente a un par de estrellas como conjunto. Las estrellas que flanquean a Antares en Escorpio se conocen en conjunto como Al Niyat, las "arterias" del corazón del Escorpión, la superior la Sigma de Bayer, la inferior su Tau. De magnitud media-tercera (2,82), Al Niyat (Tau) es sólo un pelo más brillante que Al Niyat (Sigma), y ocupa el séptimo lugar en la constelación. Al Niyat (Tau), una arquetípica enana de clase B (B0) que fusiona hidrógeno a 430 años luz de distancia, está más cerca de nosotros que Sigma. Tampoco es tan luminosa, ya que irradia al espacio "sólo" 18.000 soles de energía (incluida una gran cantidad de ultravioleta). Sigma debería parecer mucho más brillante que Tau, pero está más oscurecida por el polvo interestelar. A partir de su elevada temperatura de 30.700 Kelvin y su luminosidad, calculamos un radio grande (para una enana) de 5 veces el del Sol. Al igual que Sigma, Tau también forma parte de la "Asociación de Escorpio Superior" (una "asociación" es un grupo de estrellas calientes que nacieron más o menos al mismo tiempo) cuya distancia media coincide con la distancia individual de la estrella. Al Niyat (Tau) es una de las estrellas más observadas del cielo. En el último medio siglo, ha sido objeto de más de 400 artículos científicos. Su popularidad se debe a su condición de estrella caliente, su luminosidad, la claridad de su espectro causada por su lenta rotación y su singularidad. A diferencia de muchas estrellas de su clase, Tau parece claramente solitaria, sin ningún indicio de compañera. Entre las estrellas calientes de clase B, lo más inusual es que su velocidad de rotación es inferior a 5 kilómetros por segundo, apenas 2,5 veces la del Sol (muchas estrellas de clase B giran a velocidades de centenares). La rotación de este tipo de estrellas se determina midiendo las velocidades de rotación mediante el efecto Doppler. Sospechamos que, de hecho, Tau puede rotar más rápido, pero que su eje de rotación apunta directamente hacia nosotros, por lo que la rotación pasa desapercibida. La estrella sopla un viento e irradia rayos X. Estudios detallados de su composición muestran que Al Niyat (Tau) es deficiente en varios elementos, en particular oxígeno y hierro, en relación con el Sol. Ha ido creciendo la sensación de que no son las estrellas locales las que son deficientes, sino que el Sol es ligeramente rico en metales para su entorno. No sabemos por qué, ya que el Sol es mucho más antiguo que cualquier estrella de clase B y, en todo caso, debería tener una menor abundancia de metales. La luminosidad y la temperatura de Al Niyat muestran que tiene una masa de una docena de veces la del Sol y que está cerca del extremo inferior de las estrellas cuyo destino es explotar como supernovas.

                                   

Epsilon

64

HD155203

73

 

 

 

 

 

                

 

HD161892

126

HD152334

132

HD159433

164

 

 

 

                

 

SARGAS

270

10 Sco

2

 

 

 

 

 

                

 

Dschubba

396

HD149447

343

 

 

 

 

 

                

 

GIRTAB

483

Graffias

400

Tau

447

HD151890

490

HD151985

474

5Sco

472

9Sco

471

14Sco

467

13Sco

479

1 Sco

494

9 Sco

470

22 Sco

410

                        

ANTARES

535

SHAULA

535

Lesath

575

6Sco

576

HD148703

554

              

 

20 Sco

683

 

 

 

 

 

 

 

                

 

19 Sco

857

 

 

 

 

 

 

 

                

 

HD161471

1912

 

 

 

 

 

 

 

                

 

HD 152236

2454