Lambda Aurigae

Lambda Aurigae (λ Aurigae, Lambda Aurigae , lyhenne lam Aur, λ Aur ) on tähti pohjoisessa Auriga - tähdistössä . Tähden näennäinen magnitudi on 4,71 m [2] ja Bortlen asteikon mukaan se näkyy esikaupunkien taivaalla paljaalla silmällä .

Hipparcos -matkan aikana tehtyjen parallaksimittausten perusteella tähden tiedetään olevan noin 41,2 ly  :n päässä . vuotta ( 12,63  kpl ) Auringosta [1] . Tähti havaitaan pohjoispuolella 50° S. sh. eli käytännöllisesti katsoen koko asutun maan alueella, paitsi Etelämantereen napa-alueita . Paras havaintoaika on joulukuu [12] .

Tähden nimi

λ Aurigae - ( Latinised Lambda Aurigae ) on Bayerin nimitys .  Tähdellä on myös Flamsteedin antama nimitys  - 15 Aurigae.

Tähdelle on saatettu antaa nimi "Al Khurr", joka tarkoittaa arabiaksi "peuraa" [13] . λ Aurigae, yhdessä µ Aurigaen ja ρ Aurigaen kanssa, sisällytettiin asterismiin "Tent" Eng.  Al Ḣibāʽ ( arabia. ألحباع ‎), kuten Qazvini antoi [13] . Teknisen muistion 33-507 tähtiluettelon mukaan – lyhennetty tähtiluettelo, joka sisältää 537 nimettyä tähteä – Al Ḣibāʽ oli kolmen tähden nimi: λ Aurigae nimellä Al Ḣibāʽ I, µ Aurigae nimellä Al ḢibāʽḢ AḢeibσḢ AḢeibσḢḢeḢe. III [14] .

Kiinalaisessa tähtitiedessä, tähti kuuluu tähtikuvioon "Verkko"ja asterismi 咸池( Xián Chí ), joka tarkoittaa " Harmonian allas " , joka koostuu Lambda Aurigaesta, Rho Aurigaesta ja HD 36041:stä [15] .  Siksi itse Aurigaen lambda tunnetaan nimellä咸池三( Xián Chí sān , englanniksi the Third Star of Harmony  - "Third Star of the Pool of Harmony") [16] .  

Star Properties

Lambda Aurigae on spektrityypin G1V keltainen kääpiö [5] , mikä osoittaa, että tähti käyttää ytimessä vetyä ydinpolttoaineena. Tähden koostumus on hyvin samanlainen kuin Auringon , mutta hieman suurempi massaltaan ja säteeltään [6] . Tähden pintapaino on 4,02  CGS [17] tai 104,7 m/s 2 eli lähes kolme kertaa pienempi kuin Auringossa ( 274,0 m/s 2. Se on 73 % kirkkaampi kuin Aurinko [5] ja säteilee energiaa sen ulkoilmakehästä tehokkaassa lämpötilassa noin 5890 K  [ 9] , mikä antaa sille G-tyypin tähden kellertävän sävyn [18] .

Jotta maamme kaltainen planeetta saisi suunnilleen saman määrän energiaa kuin se saa Auringosta , se olisi sijoitettava 1,35  AU:n etäisyydelle. (eli hieman lähempänä kuin Mars , jonka kiertoradan säde on 1,56  AU ). Lisäksi tällaiselta etäisyydeltä katsottuna Lambda Aurigae näyttäisi 25 % pienemmältä kuin aurinkomme , sellaisena kuin näemme sen Maasta katsottuna - 0,75 ° (Aurinkomme kulmahalkaisija on  0,5 °) [19] .

Lambda Aurigaen pinta-aktiivisuus on alhainen, ja se on samankaltaisessa tilassa kuin Auringon Maunderin minimi [20] , mahdollisesti sen suuren iän vuoksi (tähdet vanhenevat ja pyörivät hitaammin magneettisen hidastumisen seurauksena) [ 21] .

Tämä tähti pyörii päiväntasaajan nopeudella 2  km / s (eli nopeudella, joka on lähes yhtä suuri kuin aurinko), tämän tähden täydellinen kierros kestää noin 35 päivää. Massan (7 % enemmän kuin Aurinko) ja valoisuuden (koska pääsarjan tähdet kirkastuvat ikääntyessään) yhdistelmän seurauksena Lambda Aurigaen ikä voidaan arvioida 6,2 miljardiksi vuodeksi (eli 1,7 miljardia vuotta vanhemmaksi ). kuin aurinko). Kun otetaan huomioon tähden teoreettinen elinikä 8 miljardia vuotta , tähdellä, vaikka se on tällä hetkellä todellinen kääpiö, ei ole paljon aikaa jäljellä ydinfuusion loppuunsaattamiseksi ja todelliseksi alajättiläiseksi, kuten kaikki luokkansa tähdet [21] .

Tähdellä ei ole löydetty planeettoja ainakaan vielä, vaikka Lambda Aurigae itsessään on jonkin verran metallirikas (tähdissä, joilla on planeettoja, on yleensä enemmän metalleja) ja rautapitoisuus (suhteessa vetyyn ) on 15 % korkeampi . , kuin Aurinko. Useimmat muut kemialliset alkuaineet ovat myös melko suuria, vaikka typpi ja hiili ovat jossain määrin tukahdutettuja [21] .

Aurigaen lambdasta on tutkittu ylimääräistä infrapunasäteilyä , mikä saattaa viitata tähtien ympärillä olevan pölykiekon olemassaoloon, mutta merkittävää ylimäärää ei ole havaittu [7] . Tähti on mahdollinen jäsen Epsilon Indus -liikkuvassa tähtiryhmässä , jonka jäsenillä on yhteinen liike avaruudessa. Tämän tähden avaruudellisen nopeuden komponentit ovat [U,V,W] = [+76,-39,-6] km/s , eli monta kertaa suurempia kuin aurinkoa ympäröivien tähtien [22] .

Tähtien moninaisuus

V. Ya. Struve löysi tähden kaksinaisuuden vuonna 1836 (tähden nykyaikainen komponentti). Washington Catalog of Visual Binaries -luettelon mukaan näiden komponenttien parametrit on annettu taulukossa [23] :

Tähdellä ei kuitenkaan näytä olevan satelliitteja. Vaikka taulukossa on neljä satelliittia (14. magnitudi Lambda Aurigae B 29,1", 13. magnitudi Lambda Aurigae C 41,7" ja 9. magnitudi Lambda Aurigae D ja E 146,6" ja 168,8"), niiden liikkeet osoittavat, että nämä tähdet liikkuvat hyvin nopeita, ja todennäköisimmin niillä ei ole gravitaatioyhteyttä Lambda Aurigaen kanssa, eli ne ovat kaikki näköetäisyydellä. Itse Lambda Aurigaen liike osoittaa kuitenkin, että tähti on vierailija galaksin toisesta osasta , koska tähti liikkuu valtavalla nopeudella 76  km/s suhteessa aurinkoon , mikä on lähes viisi kertaa nopeampi kuin paikallinen. galaktisen levyn tähdet [21] .

Tähden välitön ympäristö

Seuraavat tähtijärjestelmät ovat 20 valovuoden sisällä [24] Lambda Aurigae -järjestelmästä (vain lähin tähti, kirkkain (<6,5 m ) ja merkittävät tähdet ovat mukana). Niiden spektrityypit on esitetty näiden luokkien värien taustalla (nämä värit on otettu spektrityyppien nimistä eivätkä vastaa havaittuja tähtien värejä):

Tähden lähellä, 20 valovuoden etäisyydellä , on vielä noin 25 punaista , oranssia ja keltaista kääpiötä spektriluokan M, K, G ja 2 valkoista kääpiötä , joita ei sisällytetty luetteloon.

Muistiinpanot

1. ↑ Annetusta parallaksiarvosta laskettu etäisyys

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, Floor ( marraskuu 2007 ) , Uuden Hipparcos-reduktion validointi , Astronomy and Astrophysics nide 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/001/0004-7036 ks. I/311 Arkistoitu 5. joulukuuta 2012. .   
2. ↑ 1 2 3 4 Johnson , HL; Iriarte, B.; Mitchell, RI & Wisniewskj, WZ ( 1966 ), UBVRIJKL:n kirkkaiden tähtien fotometria, Communications of the Lunar and Planetary Laboratory Vol . 4 (99)   
3. ↑ Nordström , B.; pormestari, M.; Andersen, J. & Holmberg, J. ( toukokuu 2004 ), The Geneva-Copenhagen Survey of the Solar -naapurustossa. ˜14 000 F- ja G-kääpiöiden iät, metallisuudet ja kinemaattiset ominaisuudet , Astronomy and Astrophysics , osa 418: 989–1019 , DOI 10.1051/0004-6361:20035959   
4. ↑ Holmberg , J.; Nordström, B. & Andersen, J. ( heinäkuu 2009 ), The Geneve-Copenhagen survey of the sunlar district. III. Parannetut etäisyydet, iät ja kinematiikka , Astronomy and Astrophysics osa 501 (3): 941–947 , DOI 10.1051/0004-6361/200811191   
5. ↑ 1 2 3 4 5 Boyajian , Tabetha S.; McAlister, Harold A.; van Belle, Gerard & Gies, Douglas R. ( helmikuu 2012 ), Stellar Diameters and Temperatures. I. Pääsekvenssi A, F ja G Stars , The Astrophysical Journal, osa 746 (1): 101 , DOI 10.1088/0004-637X/746/1/101 . Katso taulukko 10.   
6. ↑ 1 2 Takeda, Genya ; Ford, Eric B.; Sills, Alison & Rasio, Frederic A. ( helmikuu 2007 ), Planettien läheisten tähtien rakenne ja kehitys. II. ~1000 viileän tähden fyysiset ominaisuudet SPOCS-luettelosta , The Astrophysical Journal Supplement Series , osa 168(2): 297–318 , DOI 10.1086/509763   
7. ↑ 1 2 3 Greaves, JS ; Wyatt, MC & Bryden, G. ( elokuu 2009 ), Roskalevyt lähellä olevien aurinkoanalogien ympärillä , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society voi .   
8. ↑ Mamajek, Eric E. & Hillenbrand, Lynne A. ( marraskuu 2008 ) , Aurinkotyyppisten kääpiöiden parannettu ikäarviointi aktiivisuuskiertodiagnostiikkaa käyttäen , The Astrophysical Journal, osa 687(2): 1264–1293 , D11785/50.   
9. ↑ 1 2 (eng.) Kovtyukh, VV; Soubiran, C.; Belik, SI & Gorlova, NI ( 2003 ), Korkean tarkkuuden tehokkaat lämpötilat 181 FK-kääpiöille viivan syvyyssuhteista , Astronomy and Astrophysics , osa 411 (3): 559–564 , DOI 10.1051/0004-6317373863   
10. ↑ Takeda , Yoichi; Sato, Bun'ei; Kambe, Eiji & Masuda, Seiji ( helmikuu 2005 ), High-Dispersion Spectra Collection of Nearby F--K Stars at Okayama Astrophysical Observatory: A Basis for Spectroscopic Abundance Standards , Publications of the Astronomical Society of Japan Vol . 57 (1): 13–25 , DOI 10.1093/pasj/57.1.13   
11. ↑ *lam Aur – korkean liikkeen tähti , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=lam+Aur > . Haettu 27. tammikuuta 2019. Arkistoitu 29. tammikuuta 2019 Wayback Machinessa   
12. ↑ HR 1729 . Kirkkaiden tähtien luettelo . Haettu 29. tammikuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 29. tammikuuta 2019. (Venäjän kieli)
13. ↑ 1 2 Allen, RH Tähtienimet: heidän tarinansa ja  merkitys . - Uusintapainos. - New York , NY: Dover Publications Inc , 1963. - s. 91. - ISBN 0-486-21079-0 .
14. ↑ Rhoads, Jack W. (15. marraskuuta 1971 ) , tekninen muistio 33-507-A, supistettu tähtiluettelo, joka sisältää 537 nimettyä tähteä , California Institute of Technology: Jet Propulsion Laboratory , < https://ntrs.nasa.gov/archive/ nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19720005197_1972005197.pdf > . Haettu 19. elokuuta 2012. Arkistoitu 29. lokakuuta 2013 Wayback Machinessa   
15. ↑ (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 . 
16. ↑ (kiina)  AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 13 日Arkistoitu 16. heinäkuuta 2011 Wayback Machinessa
17. ↑ Chen , YQ; Nissen, P.E.; Zhao, G. & Zhang, HW (helmikuu 2000), 90 F- ja G-kiekkokääpiöiden kemiallinen koostumus , Astronomy and Astrophysics Supplement , osa 141: 491–506, DOI 10.1051/aas:2000124   
18. ↑ The Color of Stars , Commonwealth Scientific and Industrial Research Organization , 21. joulukuuta 2004 , < http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html > . Haettu 16. tammikuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 10. maaliskuuta 2012.   
19. ↑ Lambda Aurigae  . Internet Stellar -tietokanta .
20. ↑ Lubin, Dan ; Tytler, David & Kirkman, David ( maaliskuu 2012 ), Maunderin minimitapahtumien esiintymistiheys aurinkotyyppisissä tähdissä aktiivisuuden ja metallisuuden havaintojen perusteella, The Astrophysical Journal Letters, osa 747 (2): L32 , DOI 10.1088/2041-747 /2/L32   
21. ↑ 1 2 3 4 Kaler, James B., LAMBDA AUR (Lambda Aurigae) , University of Illinois , < http://stars.astro.illinois.edu/sow/lambdaaur.html > Arkistoitu 24. kesäkuuta 2021 Wayback Machinessa   
22. ↑ Kovacs, N. & Foy, R. (Elokuu 1978 ) , Yksityiskohtainen analyysi kolmesta tähdestä Eggenin Epsilon INDI -liikkuvassa ryhmässä, Astronomy and Astrophysics osa 68 (1–2): 27–31   
23. ↑ l Aurigae  (englanniksi)  (linkki ei ole käytettävissä) . Alcyone Bright Star -luettelo . Käyttöpäivä: 29. tammikuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 4. maaliskuuta 2016.
24. ↑ Tähdet 20 valovuoden säteellä Lambda Aurigaesta:  (eng.) . Internet Stellar -tietokanta .

Linkit

• Kuvia Lambda  Aurigaesta