Zeta Sagittarius

Zeta Sagittarius ( ζ Sagittarius , Zeta Sagittarii , ζ Sagittarii , lyhenne Zeta Sgr , ζ Sgr ) on monitähtijärjestelmä Jousimiehen tähdistössä .

Vaikka tähdellä on nimitys Zeta ( kreikkalaisten aakkosten 6. kirjain ), itse tähti on tähdistön kolmanneksi kirkkain Epsilon Jousimiehen (1,79 m ) ja Sigma Sagittariuksen (+2,05 m ) jälkeen. Tähden näennäinen tähtien magnitudi on +2,59 [2] ja Bortlen asteikon mukaan se näkyy paljaalla silmällä jopa kaupungin keskustassa ( englanniksi  Inner-city ).

Hipparcos - matkan aikana saaduista parallaksimittauksista [1] tiedetään, että tähti on noin 88 ± 2  ly:n päässä. vuotta ( 27,0 ± 0,6  pc ) Maasta . Tähti havaitaan 61 ° N eteläpuolella. sh. eli Aberdeenista ( 57°N ), Oslosta ( 59°N ), Pietarista ( 59°N ) etelään. Zeta Sagittarii -tähdellä on suuri eteläinen deklinaatio, ja siksi Venäjän keskimmäisillä leveysasteilla tähti näkyy hyvin matalalla horisontin yläpuolella. Paras aika havainnointiin on heinäkuu , jolloin se näkyy Venäjän eteläisillä alueilla [10] .

Zeta Sagittarius liikkuu nopeudella, joka on 2 kertaa nopeampi suhteessa aurinkoon kuin muut tähdet: sen säteittäinen heliosentrinen nopeus on +22  km/s [10] [3] , mikä on 2,2 kertaa nopeampi kuin paikallisten tähtien nopeus . Galaktinen levy , ja tarkoittaa myös, että tähti on siirtymässä pois auringosta ja noin 1,0-1,4 miljoonaa vuotta sitten oli 7,5 ± 1,8  sv. vuotta ( 2,3 ± 0,55  pc ) Auringosta [11] .

Tähden nimi

Zeta Sagittarii - ( latiniseksi Zeta Sagittarii ) on Bayerin tähtimerkintä vuonna 1603  [ 4] .

Tähdellä on myös Flamsteed  - 38 Sagittarius ( lat.  38 Sagittarii ) ja Gould  - 130 G Sagittarii ( lat. 130 G Sagittarii ) antama nimitys [4] .  

Zeta Sagittariilla on perinteinen nimi Ascella ( latinalainen  Ascella ), joka on peräisin myöhäislatinalaisesta sanasta "kainalo" (Jousimies). Tähtien luettelossa "Al-Ahsasi al-Muakketin kalenteri"tämä tähti nimettiin "Talat al-Sadirah" ( latinaksi:  Thalath al Sadirah ), joka käännettiin latinaksi "Tertia τού al Sadirah", joka tarkoittaa "kolmatta palaavaa strutsi" Phi Sagittariin , Sigma Jousimiehen , Zeta Sagittariin, Chi of Jousimiehen jälkeen. , Tau of Sagittarius muodostavat asterismin "strutseissa, jotka palaavat (pesään)" [12] .

Vuonna 2016 Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto järjesti IAU:n tähtinimityöryhmän (WGSN) [13] luetteloimaan ja standardoimaan erisnimimiä . WGSN hyväksyi Zeta Sagittarii A -komponentille nimen Ascella ("Ascella"), joka on sisällytetty IAU :n hyväksyttyjen tähtinimien luetteloon 12. syyskuuta 2016 lähtien [14] .

Zeta Sagittarius yhdessä Gamma Sagittariuksen , Delta Sagittariuksen , Epsilon Sagittariuksen , Lambda Sagittariin , Sigma Sagittariin , Tau Sagittariin ja Phi Sagittariuksen kanssa muodostavat asterism Kettlen [ 15] .

Kiinalaisessa tähtitiedessä, tähti kuuluu tähtikuvioon參旗( Sān Qí ) "Kauha"yhdessä Phi Sagittariuksen , Lambda Jousimiehen , Mu Jousimiehen , Sigma Jousimiehen , Tau Jousimiehen kanssa . Siksi itse Zeta Sagittariin kiinalainen nimi on斗宿一, Dǒu Sù yī  - "Ämpärien ensimmäinen tähti" - Eng.  Dipperin ensimmäinen tähti [16] .

Tällä hetkellä tähti on jaettu kolmeen komponenttiin eri menetelmin. Kolmea komponenttia nimettäessä käytetään nimityksiä Zeta Sagittarius A, B ja C Washingtonin Visual Double Star Catalogin (WDS) käyttämän ja Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton (IAU) käyttämän yleissopimuksen mukaisesti tähtijärjestelmien osoittamiseen .

Usean järjestelmän ominaisuudet

Zeta Sagittariuksella on kaksi painovoimaisesti sidottua pääkomponenttia: ensimmäinen komponentti A on spektriluokan A tähti, jonka näennäinen magnitudi on + 3,26 m . Toisen komponentin, B, näennäinen magnitudi on +3,47 m (kokonaiskirkkaus antaa binäärijärjestelmälle havaitsemamme magnitudin +2,61 m ). Molemmat komponentit luokitellaan joko A2 - kääpiöiksi (tarkoittaa heliumin fuusioitumista vedystä ) tai A4 -subjättiläisiksi ( tarkoittaa fuusion äskettäistä lakkautta), viimeinen väite vaikuttaa oikealta [7] .

71,6 tuuman etäisyydellä on toinen tähti, yhdennentoista magnitudin C-komponentti (10,63 m ), mutta todennäköisesti tämä on optinen komponentti, eikä se liity gravitaatioon kahteen muuhun komponenttiin.

Niiden läheisyydestä johtuen tähtien parametrit ymmärretään huonosti (yhden tähden valo vääristää toisen valoa). Ne pyörivät toistensa ympäri keskimäärin vähintään puolen kaaren sekunnin kulmaetäisyydellä [6] (mikä tekee niiden resoluutiosta suuren ongelman jopa kaukoputkella aseistetulle silmälle ). 88 ± 2  sv : n etäisyydellä . Tämä vastaa 13,4  AU :n puolipääakselin kokoa. (40 % kauempana kuin Saturnuksen kiertorata ). Järjestelmän kiertoaika on vähintään 21,075  vuotta . Ratalla on kohtalainen epäkeskisyys , joka on 0,211 [6] (suunnilleen kuten Merkuriuksella  - 0,205). Tähdet lähestyvät vähintään 10,6  AU:n etäisyydellä. (eli suunnilleen Saturnuksen kiertoradalle ) ja poista ne enintään 16,1  AU:n etäisyydelle. (eli noin 15 % lähempänä kuin Uranuksen kiertorata ) [7] . Ratasta ja Keplerin laeista voidaan löytää massafunktio , joka vastaa alempaa arviota järjestelmän kokonaismassasta, joka on 5,26 ± 0,37  [6] , mikä on 25 % enemmän kuin valoisuuden ja lämpötilan (ja tähtien rakenteen ja evoluution teoria) [7] .

Jotta maamme kaltainen planeetta saisi suunnilleen saman määrän energiaa kuin se saa Auringosta , se olisi sijoitettava 5,57  AU:n etäisyydelle. , joka on suunnilleen paikka, jossa Jupiter sijaitsee aurinkokunnassa . Lisäksi sellaiselta etäisyydeltä katsottuna Zeta Sagittarius A näyttäisi lähes 40 % pienemmältä kuin aurinkomme , kuten näemme sen maasta katsottuna - 0,31 ° [b] ( Aurinkomme kulmahalkaisija on 0,5  °). Järjestelmässä ei kuitenkaan todennäköisesti ole vain asumiskelpoisia planeettoja, vaan planeettoja yleensäkin, koska molempien tähtien yhteinen painovoima pyyhkäisee ne pois järjestelmästä. Zeta Sagittarius -järjestelmän ikä on noin 0,5-0,7 miljardia  vuotta [6] , joten jos siihen muodostui planeettoja, ne ovat todennäköisesti samanlaisia ​​kuin aurinkokunnan Merkurius tai Venus , molemmat etäisyyden suhteen tähdelle sekä sen ominaisuuksille. [7] .

Komponentti A

Zeta Sagittarius A on kääpiö , spektrityyppiä A2V, mikä osoittaa, että tähden ytimessä oleva vety toimii ydin "polttoaineena", eli tähti on pääsekvenssissä . Tähti säteilee energiaa ulkoilmakehästä noin 9000  K : n tehollisessa lämpötilassa [7] , mikä antaa sille tyypillisen valko-keltaisen värin spektrityypin A tähdelle ja tekee siitä ultraviolettisäteilyn lähteen [c] .

Tähden massa on tyypillinen kääpiölle ja on: 2,2  [7] . Sen säde on yli kolme kertaa Auringon säde ja on 3,27  [4] . Lisäksi tähti on paljon kirkkaampi kuin aurinkomme , sen kirkkaus on 31  [7] .

Tähden pintapainovoima on 3,9  CGS [17] tai 79,4 m/s 2 eli paljon pienempi kuin Auringossa ( 274,0 m/s 2 ), mikä ilmeisesti selittyy tähden suurella pinnalla. . Pyörimisnopeus on 77  km/s [18] , mikä antaa tähdelle noin 5 vuorokauden pyörimisjakson .

Komponentti B

Zeta Sagittarii B on spektrityypin A4 tähti [7] . Tähden massa on 2,1  [7] . Tämä tähti, kuten sen seuralainen, on paljon kirkkaampi kuin aurinkomme , sen kirkkaus on 26  [7] . Tähti säteilee energiaa ulkoilmakehästä noin 8500  K [7] tehollisessa lämpötilassa , mikä antaa sille tyypillisen valko-keltaisen värin spektriluokan A tähdelle ja tekee siitä seuralaisensa tavoin ultraviolettisäteilyn lähteen .

Tähtien moninaisuuden tutkimuksen historia

Washington Catalog of Visual Binaries -julkaisun mukaan näiden komponenttien parametrit on annettu taulukossa [19] [20] :

Yhteenvetona kaikki tiedot tähdestä, voimme sanoa, että tähdellä on satelliitti - Zeta Sagittarii B ja että tähdet liikkuvat yhdessä avaruudessa, eli tähdet eivät ole vain näkölinjalla, vaan ne ovat gravitaatioyhteydessä kuhunkin. muu.

71,6  " : n etäisyydellä on yhdennentoista magnitudin (10,63 m) tähti ,  eli eli[21]C""komponentti tähtiparista AB, joka pyörii vähintään 40 000  vuoden jaksolla. Pienet kulmaetäisyyden muutokset kuluneen vuosisadan aikana liittyvät kuitenkin tähtiparin AB odotettuun liikkumiseen avaruudessa suhteessa etäiseen taustaan, ja siksi C-komponentin pieni liike ” on luultavasti pelkkä yhteensattuma tähti, joka makaa näkökentässä, lisää Zeta Sagittarius -järjestelmän epävarmuutta [7] .

Muistiinpanot

1. ↑ Annetusta parallaksiarvosta laskettu etäisyys
2. ↑ Kulmahalkaisija (δ) lasketaan kaavalla: , jossa D S on tähden halkaisija AU :na ilmaistuna . ; d CZ on etäisyys asumisvyöhykkeestä
3. ↑ Wienin siirtymälain mukaan absoluuttisen mustan kappaleen säteilyenergia on suurin tietyssä lämpötilassa aallonpituudella λ b \u003d (2,898⋅10 6 nm •K) / (6813 K) ≈ 322 nm , joka sijaitsee lähellä sähkömagneettisen spektrin ultraviolettiosa

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( marraskuu 2007 ), Uuden Hipparcos-reduktion validointi , Astronomy and Astrophysics osa 474 (2): 653-664 , DOI 10.1051/0004-6368   
2. ↑ 1 2 3 4 Johnson, HL; Iriarte, B.; Mitchell, R.I.; Wisniewskj, WZ UBVRIJKL kirkkaiden tähtien fotometria  // Kuun ja planeetan laboratorion  viestintä : päiväkirja. - 1966. - Voi. 4 , ei. 99 . - .
3. ↑ 1 2 Wilson, RE Tähtien säteittäisten nopeuksien yleinen luettelo  . - Carnegie Institution , 1953 .
4. ↑ 1 2 3 4 5 Ascella (Zeta Sagittarii, 38 Sagittarii) Star  Facts . Universumin opas .
5. ↑ 1 2 (englanniksi) * zet Sgr - Kaksi- tai monitähti , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Zeta+Sagittarii > . Haettu 27. kesäkuuta 2019. Arkistoitu 3. lokakuuta 2020 Wayback Machinessa   
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 De Rosa , Robert J.; kärsivällisyyttä, Jenny; Vigan, Arthur & Wilson, Paul A. ( 2011 ), The VAST Survey -- II. A-tyypin tähtien kerrannaisten kiertoradan liikkeen seuranta , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society T. 422: 2765–2785 , DOI 10.1111/j.1365-2966.2011.20397.x   
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 ASCELLA (Zeta Sagittarii)  (englanniksi) . Jim Kaller, Tähdet . Haettu 5. heinäkuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 10. huhtikuuta 2019.
8. ↑ Zorec J., Royer F. A-tyypin tähtien pyörimisnopeudet. IV. Pyörimisnopeuksien kehitys  (englanniksi) // Astron. Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2012. - Voi. 537. - s. 120-120. - klo 22 — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201117691 - arXiv:1201.2052
9. ↑ Díaz C. G., González J. F., Levato H., Grosso M. Tarkat tähtien pyörimisnopeudet käyttämällä ristikorrelaatiomaksimin Fourier-muunnosta  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2011. - Voi. 531.-P. A143. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201016386 - arXiv:1012.4858
10. ↑ 12 H.R. 7194 . Kirkkaiden tähtien luettelo . Haettu 5. heinäkuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 3. heinäkuuta 2019. (Venäjän kieli)
11. ↑ Dybczyński, PA ( huhtikuu 2006 ), Havaittavissa olevien komeettojen simulointi. III. Oort-pilven todelliset tähtihäiriöt ja niiden tuotos , Astronomy and Astrophysics V. 449 (3): 1233–1242 , DOI 10.1051/0004-6361:20054284   
12. ↑ Knobel, EB Al Achsasi Al Mouakket, Mohammad Al Achsasi Al Mouakketin kalenteriin tähtien luettelossa   // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : aikakauslehti. - Oxford University Press , 1895. - Kesäkuu ( nide 55 ). - s. 430 . - doi : 10.1093/mnras/55.8.429 . - .
13. ↑ IAU:n tähtinimityöryhmä (WGSN  ) . Haettu 22. toukokuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 23. huhtikuuta 2020.
14. ↑ Tähtien  nimeäminen . IAU.org . Haettu 16. joulukuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 11. huhtikuuta 2020.
15. ↑ Teekannu  . _ constellation-guide.com. Haettu 13. toukokuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 7. toukokuuta 2017.
16. ↑ (kiinalainen) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日Arkistoitu 15. huhtikuuta 2012 Wayback Machinessa 
17. ↑ Gray, R.O .; Corbally, CJ; Garrison, RF & McFadden, MT ( lokakuu 2003 ), Osallistujat lähitähtiin (NSStars) -projekti: M0:ta aikaisempien tähtien spektroskopia 40 parsekin sisällä: Pohjoinen näyte. I. , The Astronomical Journal vol. 126 (4): 2048–2059 , DOI 10.1086/378365   
18. ↑ Royer , F.; Zorec, J. & Gómez, AE ( helmikuu 2007 ), A-tyypin tähtien pyörimisnopeudet. III. Nopeusjakaumat , Astronomy and Astrophysics V. 463 (2): 671-682 , DOI 10.1051/0004-6361:20065224   
19. ↑ Ascella  (englanniksi)  (pääsemätön linkki) . Alcyone Bright Star -luettelo . Haettu 5. heinäkuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 4. maaliskuuta 2016.
20. ↑ Visiiriluettelomerkintä  . _ Haettu 5. heinäkuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 9. syyskuuta 2021.
21. ↑ (englanniksi) GSC 06885-02777 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%402477635&Name=GSC%2006877-026877- > . Haettu 27.6.2019.   

Linkit

• Zeta Sagittarii , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Zeta+Sagittarii > . Haettu 27.6.2019.