Gamma Perseus

Gamma Perseus (γ Perseus, Gamma Persei, γ Persei , lyhennettynä gam Per, γ Per ) on kaksoistähti pohjoisessa Perseuksen tähdistössä . Gamma Perseuksen näennäinen tähtien magnitudi on +2,93 m [2] ja Bortlen asteikon mukaan se näkyy paljaalla silmällä jopa kaupungin keskustassa ( englanniksi Inner-city ).  

Hipparcos -lennolla [1] saatujen parallaksimittausten perusteella tiedetään, että tähti on noin 243  ly:n päässä . vuotta ( 75  kpl ) Maasta . Tähti havaitaan 37° S pohjoispuolella. sh. , eli näkyy noin pohjoiseen. Pohjoinen ( Uusi-Seelanti ), noin. Santa Maria ja Coronelin kaupunki ( Chile ), alue. Patagonia , Tristan da Cunhan saaret ja noin. Pyhä Helena . Paras aika havainnointiin on marraskuu [13] . Noin 4° Gamma Perseuksesta pohjoiseen säteilee vuotuista Perseidien meteorisuihkua [14] .

Gamma Perseus liikkuu hyvin hitaasti aurinkoon nähden : sen säteittäinen heliosentrinen nopeus on lähes 3  km/s [13] , mikä on 30 % Galaktisen kiekon paikallisten tähtien nopeudesta , ja tämä tarkoittaa myös sitä, että tähti on siirtymässä pois auringosta. Taivaalla tähti siirtyy kaakkoon [15] .

Tähden nimi

Gamma Persei ( lat .  Gamma Persei ) on Bayerin tähtimerkintä vuonna 1603 [15] . Vaikka tähdellä on merkintä ν ( Gamma on kreikkalaisten aakkosten  3. kirjain ), itse tähti on tähdistön viidenneksi kirkkain . 23 Persei ( lat. 23 Persei latinaistettu muunnos ) on Flamsteedin nimitys [15] .  

Gamma Persei yhdessä Delta Persein , Psi Persein , Sigma Persein , Alpha Persein ja Eta Persein kanssa muodostavat asterismisegmentin Persei [16] .

Kiinalaisessa tähtitieteessä tähti tuli tähdistöyn天船( Tiān Chuán ), mikä tarkoittaa " vatsaa"ja viittaa Skyboat-asterismiin, jotka koostuvat Eta Perseistä , Gamma Perseistä, Alpha Perseistä , Psi Perseistä , Delta Perseistä , 48 Perseistä , Mu Perseistä ja HD 27084 [17] . Tästä syystä Gamma Perseuksen kiinalainen nimi on天船二( Tiān Chuán èr , taivaallisen veneen toinen tähti )  [ 18] .

Komponenttien nimitykset Gamma Persei Aa, Ab ja AB ovat seurausta Washingtonin Visual Double Star Catalogin (WDS) tähtijärjestelmistä käyttämästä sopimuksesta, jonka Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni (IAU) on hyväksynyt [19] .

Kaksoistähden ominaisuudet

Gamma Persei on laaja tähtipari. Teleskooppi osoittaa, että nämä ovat kaksi tähteä, joiden kirkkaus on +3,60 m ja +3,80 m [8] . Molemmat tähdet on erotettu toisistaan ​​0,144  tuuman kulmaetäisyydellä [7] , mikä vastaa kiertoradan puolipääakselia vähintään 8,315  AU :n kumppaneiden ja vähintään 5329,8  päivän kiertoradan välillä [20] tai 14,6  vuotta [7] (vertailun vuoksi, Saturnuksen kiertoradan säde on 9,54  AU ja kierrosjakso 29,46  vuotta ) Ratalla on melko suuri epäkeskisyys , joka on 0,785 [7] (melkein sama kuin Beta Oinas ) Pyöriessään toistensa ympäri tähdet joko lähestyvät etäisyydellä 1,78  AU (eli melkein Marsin kiertoradalle ( 1,52  AU )) ja siirtyvät sitten pois etäisyydellä 14,8 AU  (eli noin pisteeseen, joka on Saturnuksen ( 9,54  AU ) ja Uranuksen ( 19,22  AU ) kiertoradan puolivälissä. Järjestelmän kaltevuus on melko suuri ja on 90,9 ° [7 ] , eli gammassa olevien tähtien Perseus-järjestelmä pyörii "makaamassa kyljellään" Maasta katsottuna ... Periastronin aikakausi , eli vuosi, jolloin tähdet lähestyivät toisiaan vähimmäisetäisyydellä - 2019 .

Gamma Persei -järjestelmän pimennys havaittiin ensimmäisen kerran vuonna 1990 , ja se kesti kaksi viikkoa [21] . Pimennyksen aikana primäärielementti eli Gamma Persei Aa kulki toissijaisen eli Gamma Persei Ab:n edestä, minkä seurauksena järjestelmän kirkkaus väheni 0,55 m [22] [23] . Seuraava pimennys Gamma Persei -järjestelmässä oli vuonna 2005 , mutta tuolloin tähti oli niin lähellä aurinkoa , että sen näkeminen oli erittäin vaikeaa [21] . Järjestelmän seuraava pimennys havaittiin vuonna 2019 .

Molempien tähtien massa-arviot ovat erittäin epävarmoja:

• käyttämällä pilkkuinterferometriaa McAlister ( 1982 ) sai massaestimaatit 4,73  ensisijaiselle ja 2,75  toissijaiselle. Hän totesi, että massaestimaatti oli liian korkea annetulle spektriluokitukselle [24] ;
• Martin ja Mignard ( 1998 ) määrittelivät molempien komponenttien massat Hipparcos -lähetystiedoista : 5,036 ± 0,951  ensisijaiselle ja 2,295 ± 0,453  toissijaiselle komponentille. He myöntävät, että kiertoradan suuri kaltevuus johti suureen virheeseen [25] ;
• Prieto ja Lambert ( 1999 ) antoivat ensisijaisen massaestimaatin 3,81  [26] , kun taas Pizzolato ja Maggio ( 2000 ) antoivat 4,34  [4] ;
• Ling et ai. ( 2001 ) sai arviot 2,7  [4] ensisijaiselle komponentille ja 1,65  toissijaiselle komponentille [7] .

Jos katsomme Gamma Perseus Aa:n suunnasta Gamma Perseus Ab:hen, niin näemme valkokeltaisen tähden, joka loistaa kirkkaudella −26,96 m , eli kirkkaudella 1,22 Auringon kirkkaudesta (päällä keskiarvo, riippuen tähtien sijainnista kiertoradalla). Lisäksi tähden kulmakoko (keskimäärin) on - ~ 0,11 ° [b] , mikä on 22 % Auringostamme . Toisaalta, jos katsomme Gamma Persei Ab:n suunnasta Gamma Persei Aa:han, niin näemme keltaisen tähden, joka loistaa kirkkaudella –28,25 m eli kirkkaudella 4,00 Auringon kirkkaudesta . Lisäksi tähden kulmakoko (keskimäärin) on - ~ 0,66 ° [b] , mikä on 133 % aurinkomme halkaisijasta . Tarkemmat tähtien parametrit on annettu taulukossa:

	Periastronissa ( 1,78  AU ) _				Luopumassa ( 14.8  AU ) _
	m		D° [b]	%	m		D° [b]	%
A → B	-30.31	26.6	~0,5	~100 %	-25.71	0,38	~0,06	12,6 %
B → A	-31.60	87.19	~3.1	~621 %	-27.00	1.26	~0,37	~75 %
m on näennäinen tähtien suuruus ;  - valoisuus, joka ilmaistaan ​​Auringon kirkkauteena ; D° on tähden kulmahalkaisija ilmaistuna asteina ( Auringon kulmahalkaisija  on 0,5°); %  on tähden halkaisija ilmaistuna prosentteina Auringon halkaisijasta ;

Aa komponentin ominaisuudet

Gamma Perseus Aa - spektrityypinsä G8III [9] [27] (samanlainen kuin Capellan toissijainen komponentti ) perusteella on kehittynyt keltainen jättiläinen , koska sen massa on 2,7  [7] eli vedyn sijasta ydinpolttoainetta "tähden ytimessä toimii jo heliumina ja itse tähti on laskeutunut pääsarjasta . Tässä tapauksessa tähti säteilee energiaa ulkoilmakehästä noin 5170  K [10] lämpötilassa , mikä antaa sille tyypillisen keltaisen värin spektrityypin G tähdelle .

Tähden suuresta kirkkaudesta johtuen sen säde voidaan mitata suoraan, ja ensimmäinen tällainen yritys tehtiin vuonna 1922 [28] , ja koska tähti on binääri , mitattiin todennäköisimmin kirkkaimman komponentin säde. Tiedot näistä mittauksista on esitetty taulukossa.

vuosi	m	Spektri	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
1922	3.08	F5+A3	3.2	6.6	[28]
1969	3.29	G8III	3.1	—	[29]

Tiedämme nyt, että pintapainovoiman arvon perusteella , jonka arvo on 2,83  CGS tai 6,76 m/s 2 , tähden säteen tulisi olla 10,37  , eli molemmat mittaukset olivat yleensä riittäviä, mutta eivät tarkkoja. Tähden lämpötilasta ja säteestä Stefan-Boltzmannin lain avulla saat selville, että Gamma Perseus Aa :n kirkkaus on noin 68,8  .

Gamma Perseus Aa :n pyörimisnopeus on lähes 25 kertaa suurempi kuin auringon pyörimisnopeus ja on yhtä suuri kuin 50  km/s [4] , mikä antaa tähden pyörimisjaksoksi 5,35 päivää [4] .

Valitettavasti järjestelmän nykyistä ikää ei tiedetä, mutta tiedetään, että tähdet, joiden massa on 2,7  [7] , elävät pääsekvenssissä noin 620  miljoonaa vuotta . Myös massasta päätellen tähti syntyi sinivalkoisena kääpiönä , spektrityyppiä B9V [30] . Tähti on tällä hetkellä keltainen jättiläinen ja siten Gamma Persei Aa muuttuu punaiseksi jättiläiseksi muutaman miljoonan vuoden kuluttua . Lisäksi se voi tässä olemassaolonsa vaiheessa imeä Gamma Perseus Ab:ta, mahdollisesti tuottamalla uuden tähden kaltaisen salaman , ja sitten ulkokuorensa pudottamalla siitä tulee valkoinen kääpiö .

Ab-komponentin ominaisuudet

Tähti Gamma Perseus Ab on valkokeltainen kääpiö spektriluokkaan A2V [9] , eli tähden ytimessä oleva vety toimii ydin "polttoaineena" ja tähti itse on pääsekvenssissä . Tähti säteilee energiaa ulkoilmakehästä noin 7895  K [7] lämpötilassa , mikä antaa sille tyypillisen valko-keltaisen värin kuin spektrityypin A pääsekvenssitähdelle . Tähtien massa, joka on 1,65  [7] , on tyypillisempi spektriluokan A9V kääpiöille , mikä tarkoittaa, että tähti kehittyy: sen lämpötila nousee, sen säde kasvaa, ja nyt sen pitäisi olla 1,75  [30] . Tähtien lämpötilasta ja säteestä voidaan Stefan-Boltzmannin lain avulla saada selville, että niiden kirkkaus on luokkaa 9,5  .

Tähtien moninaisuuden tutkimuksen historia

Vuonna 1831 D. Herschel löysi Gamma Perseuksen kaksinaisuuden , eli hän löysi AB-komponentin ja tähdet sisällytettiin luetteloihin nimellä HJ 2170 [c] . Sitten vuonna 1955 R. Wilson havaitsi vuoden 1939 tietojen perusteella , että komponentti A on spektroskooppinen kaksoistähti ja tähti sisällytettiin luetteloihin nimellä WRH 29 [d] . Washington Catalog of Visual Binariesin mukaan näiden komponenttien parametrit on annettu taulukossa [8] [31] :

Yhteenvetona kaikki tiedot tähdestä, voimme sanoa, että tähdellä Gamma Perseuksella on kumppani (komponentti Aa, Ab), neljännen magnitudin tähti, joka sijaitsee hyvin pienellä kulmaetäisyydellä , jonka hän muutti liikkuessaan elliptisellä kiertoradalla , viimeisen lähes 100 vuoden aikana ja hän on epäilemättä todellinen kumppani. Lähistöllä on 11. magnitudin tähti (komponentti AB), joka makaa 56,80  kaarisekunnin kulmaetäisyydellä ja joka liikkeestään päätellen ei sisälly Gamma Perseus -järjestelmään, koska se on vain näkölinjalla makaava taustatähti. .

Muistiinpanot

1. ↑ Annetusta parallaksiarvosta laskettu etäisyys
2. ↑ 1 2 3 4 Kulmahalkaisija (δ) lasketaan kaavalla: , jossa R S on tähden säde ilmaistuna a. e .; d S on etäisyys tähdestä ilmaistuna a:na. e.
3. ↑ HJ - linkki D. Herschelin luetteloon , 2170 - merkintänumero hänen luettelossaan
4. ↑ WRH on linkki R. Wilsonin luetteloon ja 29 on artikkelin numero hänen luettelossaan

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( marraskuu 2007 ), Uuden Hipparcos-reduktion validointi , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/664 , DOI 10.1051/664 , DOI 10.1051/664. 
2. ↑ 1 2 3 4 Johnson, HL; Iriarte, B.; Mitchell, R.I. & Wisniewskj, W.Z. ( 1966 ), kirkkaiden tähtien UBVRIJKL-fotometria, Communications of the Lunar and Planetary Laboratory  (englanniksi), osa 4 (99): 99 
3. ↑ Wilson, Ralph Elmer ( 1953 ), tähtien säteittäisten nopeuksien yleinen katalogi, Washington ( Washington  : Carnegie Institution of Washington ) 
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 Pizzolato, N.; Maggio, A. & Sciortino, S. ( syyskuu 2000 ), 1-3 M auringon myöhäisen tyypin tähtien röntgenaktiivisuuden kehitys varhaisissa pääsekvenssin jälkeisissä vaiheissa, Astronomy and Astrophysics  (Eng.) Vol. 361: 614–628 
5. ↑ 1 2 * gam per -- Algol - tyyppinen pimennysbinaari , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Gamma+Persei > . Haettu 9. joulukuuta 2019. Arkistoitu 3. lokakuuta 2020 Wayback Machinessa   
6. ↑ Samus, N.N.; Durlevich, O.V. et ai. VizieR Online Data Catalog: Yleinen muuttuvien tähtien luettelo (Samus+ 2007-2013  )  // VizieR Online Data Catalog: B/gcvs. Julkaistu alun perin: 2009yCat....102025S : Journal. – 2009 . — Voi. 1 . - .
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Ling, JF; Magdalena, P. & Prieto, C. ( Lokakuu 2001 ), Perturbations by Mass Loss in the orbital Elements of γ Persei and α Centauri, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica  (englanniksi) , osa 37: 179–186 
8. ↑ 1 2 3 4 HJ 2170 : Washington Double Star Catalog - luettelomerkintä  . Haettu 7. maaliskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 22. maaliskuuta 2016.
9. ↑ 1 2 3 4 Malkov, O. Yu.; Tamazian, V.S.; Docobo, JA; Chulkov, DA Valitun kiertoradan binäärien dynaamiset massat  (englanti)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 2012. - Vol. 546 . — P. A69 . - doi : 10.1051/0004-6361/201219774 . - .
10. ↑ 1 2 3 McWilliam, Andrew ( joulukuu 1990 ), 671 GK-jättiläisen korkearesoluutioinen spektroskopinen tutkimus , Astrophysical Journal Supplement Series  , osa 74: 1075–1128 , DOI 10.1086/191527 
11. ↑ 1 2 Massarotti A., Latham D. W. , Stefanik R. P., Fogel J. Pyörimis- ja radiaalinopeudet 761 Hipparcos-jättiläisen näytteelle ja binaarisuuden rooli  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2007. - Voi. 135, Iss. 1. - s. 209-231. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/135/1/209
12. ↑ McWilliam A. Korkearesoluutioinen spektroskooppinen tutkimus 671 GK-jättiläisestä. I - Tähtien ilmakehän parametrit ja määrät  (englanniksi) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1990. - Voi. 74. - P. 1075-1128. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi: 10.1086/191527
13. ↑ 12 H.R. 915 . Kirkkaiden tähtien luettelo . Haettu 7. maaliskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 6. helmikuuta 2020. (Venäjän kieli)
14. ↑ Burnham, Robert ( 1978 ), Burnhamin taivaallinen käsikirja: tarkkailijan opas aurinkokunnan ulkopuoliseen maailmankaikkeuteen , vol. 3 (2. painos), Dover-kirjoja, jotka selittävät tiedettä, Courier Dover Publications , s. 420, ISBN 0486236730 , < https://books.google.com/books?id=PJzIt3SIlkUC&pg=PA1420 > Arkistoitu 28. syyskuuta 2021 Wayback Machinessa 
15. ↑ 1 2 3 Gamma Persei (23 Persei A) Star  Facts . Universumin opas . Arkistoitu alkuperäisestä 27. huhtikuuta 2019.
16. ↑ Allen, Richard Hinckley . Tähtienimet: niiden tarina ja merkitys . — Uusintapainos . - New York City , NY : Dover Publications Inc., 1963. - s  . 318 . - ISBN 0-486-21079-0 .
17. ↑ (kiina)中國星座神話, kirjoittanut 陳久金. Julkaisija 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 . 
18. ↑ (Kiina) Englanti-kiinalainen sanasto Kiinan tähtialueista, asterismista ja tähtien nimistä Arkistoitu 10. elokuuta 2010 . , Hongkongin avaruusmuseo . Käytetty verkossa 23. marraskuuta 2010. 
19. ↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et ai. (2010), Monille tähtijärjestelmille ja Auringon ulkopuolisille planeetoille käytetystä nimeämiskäytännöstä arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
20. ↑ Pourbaix, D. & Boffin, HMJ ( helmikuu 2003 ), Reprocessing the Hipparcos Intermediate Astrometric Data of spectroscopic binarys. II. Järjestelmät, joissa on jättiläinen komponentti , Astronomy and Astrophysics  osa 398 (3): 1163–1177 , DOI 10.1051/0004-6361:20021736 
21. ↑ 1 2 GAMMA PER (Gamma Persei)  (englanniksi) . Jim Kaller, Tähdet . Haettu 7. maaliskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 14. tammikuuta 2020.
22. ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, EA & Torra, J. ( helmikuu 2006 ), Pimennysmuuttujien luettelo , Astronomy and Astrophysics , osa 446 (2): 785–789 , DOI 10.1051/0004-6361:20053137 
23. ↑ gam Per  . GAISH .
24. ↑ McAlister, HA ( maaliskuu 1982 ), jättiläisspektroskooppisten/täpläinterferometristen binaarien gamma Persei ja phi Cygni massat ja valoisuudet , Astronomical Journal voi  . 87: 563–569 , DOI 10.13136. 
25. ↑ Martin, C. & Mignard, F. ( helmikuu 1998 ), astrometristen binäärien massan määritys Hipparcosilla. II. Ehdokkaiden valinta ja tulokset, Astronomy and Astrophysics , osa  330 : 585–599 
26. ↑ Allende Prieto, C. & Lambert, DL ( 1999 ), Läheisten tähtien perusparametrit vertailusta evoluutiolaskelmiin: massat, säteet ja teholliset lämpötilat, Astronomy and Astrophysics 352  : 555-562 
27. ↑ Ginestet, N. & Carquillat, JM ( joulukuu 2002 ), suuren tähtinäytteen kuumien komponenttien spektriluokitus, jolla on komposiittispektrit, ja implikaatio viileiden superjättikomponenttien absoluuttisiin suuruuksiin , The Supplement Series Astrophysical Journal V. 143 (2): 513–537 , DOI 10.1086/342942 
28. ↑ 1 2 CADARS-luettelomerkintä: recno=  1129 . Tähtien halkaisijaluettelo (CADARS) .
29. ↑ CADARS-luettelomerkintä: recno=  1130 . Tähtien halkaisijaluettelo (CADARS) .
30. ↑ 1 2 Silaj , J.; Jones, C.E.; Sigut, TAA & Tycner, C. ( marraskuu 2014 ), The Hα Profiles of Be Shell Stars , The Astrophysical Journal, osa 795 (1): 12, 82 , DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82   
31. ↑ g Persei  . Alcyone Bright Star -luettelo . Haettu 7. maaliskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 17. helmikuuta 2022.

Linkit

• Kuva Gamma  Perseuksesta