Beta delfiini

Beta Delphine (β Delphini / β Del)  on monitähtijärjestelmä Delphinus -tähdistössä . Sillä on useita historiallisia nimiä:

• Rotanev – tämä nimi syntyi 1800-luvun alussa Palermon observatoriossa  näytellyn pienen sarjakuvan seurauksena . Siellä Giuseppe Piazzin (ensimmäisen tunnetun ja suurimman asteroidin Ceresin löytäjä ) johdolla julkaistiin tähtiluettelo vuonna 1814 . Siinä esiintyi ensimmäistä kertaa kaksi nimeä Rotanev (Rotanev)  - beta Dolphin ja Sualokin (Sualocin)  - alfa Dolphin ilman selitystä. Myöhemmin brittiläinen tähtitieteilijä Thomas William Webb ( en: Thomas William Webb ) huomasi, että tähtien nimet Sualocin ja Rotanev, kun niitä luetaan oikealta vasemmalle, antavat Piazzin avustajan Nicolo Cacciatoren ( Niccolo ) nimen ja sukunimen latinalaismuodon . Cacciatore ) - Nicolaus Venator . Kuka kahdesta tähtitieteilijästä oli huijauksen kirjoittaja, on edelleen tuntematon [11] .
• Rotanen  - nimi esiintyi Elijah Burrittin kartassa ( Elijah Burritt ), ja ilmeisesti on virhe [11] .

Kaksoisjärjestelmä

Rotanev sijaitsee 97 valovuoden etäisyydellä Maasta ja on neljännen magnitudin tähti (3,77 m ). Beta Delphina  on usean tähden järjestelmä . Ensimmäisenä likiarvona se koostuu kahdesta spektrityypin F5 alajättiläisestä , joiden pintalämpötila on 6500 K. Järjestelmä on hyvin lähellä: sitä ei voida erottaa kaukoputkesta , jonka aukko on keskimääräinen , koska tähdet ovat keskimääräisellä etäisyydellä. 0,65 kaarisekuntia toisistaan ​​(kulmakokoiset kolikot 10 km:n etäisyydeltä). Parin kirkkaammalla tähdellä on neljäs magnitudi (4,0 m ), toinen tähti on hieman himmeämpi - 4,9 m , mikä etäisyys huomioon ottaen antaa 18 ja 8 kertaa aurinkoa suuremman valoisuuden . Yhden tai molempien tähtien pyörimisnopeus on pieni, noin 40 kilometriä sekunnissa (20 kertaa suurempi kuin hitaasti pyörivän Auringon). Kuten monet tähdet, joilla on samanlainen keskilämpötila, Rotanev osoittaa tiettyjen kemiallisten alkuaineiden (erityisesti strontiumin ) runsauden erityisiä ominaisuuksia . Raudan standardiylimäärä spektrissä on kuitenkin melko normaali [5] .

Ollaan keskimäärin hieman yli 13 tähtitieteellisen yksikön (AU) etäisyydellä toisistaan, sitten siirtyvät pois 18 AU:n etäisyydellä. e. (likimääräinen etäisyys Uranuksen ja Auringon välillä ), sitten lähestyy etäisyyttä 8 a. e. (hieman vähemmän kuin etäisyys Saturnuksesta Auringoon), ne pyörivät toistensa ympäri 26,7 vuoden ajanjaksolla. Tähdet olivat kaukaisimmalla etäisyydellä toisistaan ​​Maasta katsottuna vuonna 2002 . Rataparametrit sekä valoisuus osoittavat, että niiden massat ovat noin kaksi kertaa auringon massat , kirkkaamman tähden ollessa jonkin verran massiivisempi. On epätodennäköistä, että edes yhdellä näistä tähdistä on omat planeetat , koska niiden kiertoradat ovat erittäin epävakaat. Tällaisessa järjestelmässä vain hyvin kaukaisella planeetalla voi olla vakaa kiertorata tähtiparin ympärillä, mutta sen täytyy olla niin kaukana, ettei elämää (ainakaan sellaisena kuin me sen tunnemme) voi olla olemassa. Tästä huolimatta itse alijättiläisten elämä päättyy: vedyn lämpöydinpoltto pysähtyy niiden syvyyksissä , ja pian niistä tulee punaisia ​​jättiläisiä (kirkkaampi tähti hieman aikaisemmin), sitten he irrottavat kuorensa ja niistä tulee valkoisten kääpiöiden pari .

Komponentit

Järjestelmä sisältää myös 3 muuta komponenttia [2] , joiden parametrit on annettu taulukossa, mutta ei ole vankkaa näyttöä siitä, että ne olisivat gravitaatiositoutuneet päätähtipariin. Ehkä he ovat vain visuaalisia kumppaneita.

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 3 4 5 Objekti ja aliakset  (eng.)  (linkki ei ole käytettävissä) . NASA/IPAC/NExSci Star & Exo Planet Observations . Arkistoitu alkuperäisestä 6. toukokuuta 2012.
2. ↑ 1 2 Rotanev Alcyonessa Arkistoitu 4. maaliskuuta 2016 Wayback Machinessa 
3. ↑ 1 2 3 4 5 * panos Del -- Spektroskooppinen binaari  . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg. Arkistoitu alkuperäisestä 6. toukokuuta 2012.
4. ↑ Näennäisestä magnitudista ja parallaksista
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 ROTANEV  (englanniksi) . Jim Kaller . Arkistoitu alkuperäisestä 6. toukokuuta 2012.
6. ↑ Eggen O. J. Avaruusnopeusvektorit 3483 tähdelle oikealla liikkeellä ja säteittäisellä nopeudella  // Royal Observatory Bulletin - 1962. - Voi . 51. - s. 79.
7. ↑ Boyarchuk ME Tutkimus F-tyypin tähtien ilmakehistä. II - 1960. - T. 26. - S. 287.
8. ↑ Slettebak A. Draper-tyyppisten A3-G0 kirkkaiden tähtien spektrit ja pyörimisnopeudet  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 1955. - Voi. 121.—s. 653–669. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi: 10.1086/146031
9. ↑ 1 2 3 Erspamer D., North P. A- ja F-tyypin tähtien automatisoitu spektroskopia echellispektrografien avulla II. ELODIE:lta ja CORALIElta löytyy 140 AF-tähteä  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2003. - Voi. 398. - s. 1121-1135. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20021711 - arXiv:astro-ph/0210065
10. ↑ Schröder C., Reiners A., Schmitt J. H. M. M. Ca II HK -päästöt nopeasti pyörivissä tähdissä  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2009. - Voi. 493, Iss. 3. - P. 1099-1107. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:200810377
11. ↑ 1 2 Allen, Richard Hinckley Tähtienimet. Heidän tarinansa ja merkityksensä. (Delphinus, delfiini, ).  (englanniksi) .