Tämä vaununkuljettaja

Tämä Auriga (η Auriga, Eta Aurigae, η Aurigae , lyhennetty Eta Aur, η Aur ) on tähti pohjoisessa Auriga - tähdistössä . Tähden näennäinen magnitudi on 3,18 m [2] ja Bortlin asteikon mukaan se näkyy paljaalla silmällä jopa kaupungin taivaalla . 

Hipparcos -matkan aikana tehtyjen parallaksimittausten perusteella tähden tiedetään olevan noin 243  ly:n päässä . vuotta ( 75  kpl ) Auringosta . Tähti havaitaan pohjoispuolella 49° S. , eli käytännöllisesti katsoen koko asutun maan alueella , lukuun ottamatta Etelämantereen subpolaarisia alueita sekä Chilen ja Argentiinan eteläisimpiä alueita . Paras havaintoaika on joulukuu [6] . Itse Eta Aurigaen liike osoittaa, että tähti liikkuu pienellä nopeudella aurinkoon nähden : sen säteittäinen heliosentrinen nopeus on +7  km/s [6] , mikä on 70 % Galaktisen kiekon paikallisten tähtien nopeudesta. , ja se tarkoittaa myös, että tähti on siirtymässä pois auringosta. _

Tähden nimi

Eta Aurigae - ( latinankielinen versio lat.  Eta Aurigaesta ) on Bayerin nimitys . Tähdellä on myös Flamsteedin antama nimitys - 10 Auriga, lat.  10 Aurigae .

Tähti edustaa Zeta Aurigaen ohella yhtä "vuohenlapsista" - Capellaa - josta tähti sai latinankielisen perinteisen nimensä Hedus II ( lat.  Haedus II ) tai Haedus II ( lat.  Hoedus II ) latinalaisesta latinasta .  haedus - "lapsi" (vastaavasti Zeta Aurigae on nimeltään Hedus I ( lat.  Haedus I )).

Tähdellä oli myös vähemmän yleinen perinteinen nimi "Mahasim", joka tulee arabian kielestä المِعْصَم al-miʽşam "ranteesta" (Chaioteer), jonka se jakoi Theta Charioteerin kanssa .

Kiinalaisessa tähtitiedessä, tähti kuuluu tähtikuvioon參旗( Sān Qí ) "Network" ja se sisältyy asterismiin參旗六( Zhāng Xiù yī ), joka tarkoittaa "pilaria" ( eng.  Pillars ), joka koostuu sanoista Epsilon Aurigae , Zeta Aurigae , Eta Aurigae, Upsilon Aurigae , Nu Aurigae , He Tauee Aurigae , Aurigae , Aurigae , Aurigae [12] . Tästä syystä Eta Charioteer itse tunnetaan nimellä -柱三( Zhǔ sān - " kolmas pilarien tähti " [13] [14] . 

Vuonna 2016 Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto järjesti IAU:n tähtinimityöryhmän (WGSN) [15] luetteloimaan ja standardoimaan erisnimimiä . WGSN hyväksyi nimen Hedus ("Haedus") tälle tähdelle ja Saclateni ("Saclateni") Zeta Aurigaelle . 30. kesäkuuta 2017 , ja nyt se on sisällytetty IAU :n hyväksymien tähtien nimien luetteloon [16] .

Star Properties

Vuodesta 1943 lähtien Eta Aurigaen spektri on toiminut yhtenä vakaista vertailupisteistä, jonka mukaan muut tähdet luokitellaan [4] .

Vaikka tämä Auriga on luokiteltu kääpiöksi , se on suurempi tähti kuin Aurinko: sen massa on yli viisi [8] kertaa Auringon massa ( 5,4 ± 0,3  [8] ) ja yli kolme kertaa auringon säde ( 3,25 ). ± 0,18  [9] ). Eta Aurigaen spektrityyppi on B3V [4] ja koska tähti lähettää merkittävän osan valosta ultraviolettialueella , voidaan todeta, että tähti on paljon kirkkaampi kuin aurinkomme ( 955  [8] ). Se osoittaa myös, että tähden ytimessä oleva vety toimii ydin "polttoaineena", eli tähti on pääsekvenssissä . Tähti säteilee energiaa ulkoilmakehästä tehokkaassa lämpötilassa noin 17 201  K [9] , mikä antaa sille spektriluokan B pääsarjan tähden sinivalkoisen sävyn ja tekee siitä tehokkaan ultraviolettisäteilyn lähteen [b] .

Tämä tähti pyörii päiväntasaajan nopeudella 95  km/s [10] (eli nopeudella, joka on lähes 47 kertaa Auringon nopeus), ja tämän tähden täydellinen kierros kestää noin 1,8  päivää [17] . Tämän Aurigan ikä on 39  miljoonaa vuotta [8] , eli. tähti on keskellä elämää pääsarjassa . Sitten se laajenee ja lisää kirkkaustaan ​​satoja kertoja, kunnes se alkaa sulattaa heliumvarantojaan hiileksi ja hapeksi , minkä jälkeen siitä tulee todellinen jättiläinen [17] . Tähden pintapainovoima on 4,13  CGS [9] tai 134,9 m/s 2 ts. kaksi kertaa vähemmän kuin Auringossa ( 274,0 m/s 2 ), mikä selittyy tähden suurella säteellä. Jotta maamme kaltainen planeetta saisi suunnilleen saman määrän energiaa kuin se saa Auringosta , se olisi sijoitettava 30,5  AU:n etäisyydelle. (eli missä Neptunus sijaitsee aurinkokunnassa , jonka kiertoradan säde on 30,1  AU ). Lisäksi, tällaiselta etäisyydeltä katsottuna tämä vaununkuljettaja näyttäisi lähes 10 kertaa pienemmältä kuin aurinkomme , sellaisena kuin näemme sen Maasta katsottuna - 0,06 ° ( Aurinkomme kulmahalkaisija on 0,5 °) [c] .

Spektrimuutoksista on vahvistamatonta tietoa 24 päivän ajanjaksolla, jolloin Eta Aurigaen kirkkaus muuttuu 3,16 metristä 3,19 metriin [18] . Jos spektrimuutoksia todella on, ne tulevat luultavasti tähtien ilmakehästä . Muuttujan tyyppiä ei tunneta [18] , mutta on mahdollista, että tähti on β Cephei -tyyppinen muuttuja [6] [7] . Lisäksi Eta Aurigaella on erittäin heikko magneettikenttä, joka on vain pari kertaa suurempi kuin Maan magneettikenttä ( Maan magneettikenttä on 0,5  Gaussia ). Tämän Aurigan uskotaan olevan osa laajaa Plejadien avointa tähtijoukkoa , kuumia O- ja B-luokan tähtiä, joiden laajeneva ryhmä kattaa 100° taivaan poikki Härästä Orioniin ja jonka jäsenet ovat syntyneet suurin piirtein samaan aikaan. nyt hajoaa ikuisesti [7] [17] .

Muistiinpanot

Kommentit

1. ↑ Annetusta parallaksiarvosta laskettu etäisyys
2. ↑ Wienin siirtymälain mukaan täysin mustan kappaleen säteilyenergia on suurin tietyssä lämpötilassa aallonpituudella λ b \u003d (2,898⋅10 6 nm •K) / (17 201 K) ≈ 173 nm , joka sijaitsee sähkömagneettisen spektrin pitkä ultraviolettiosa
3. ↑ Kulmahalkaisija (δ) lasketaan kaavalla: , jossa D S on tähden halkaisija AU :na ilmaistuna . ; d CZ on etäisyys asumisvyöhykkeestä

Lähteet

1. ↑ 1 2 3 4 5 van Leeuwen, F. ( marraskuu 2007 ), Uuden Hipparcos-reduktion validointi , Astronomy and Astrophysics osa 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:570073   
2. ↑ 1 2 3 Wielen , R.; Schwan, H.; Dettbarn, C. & Lenhardt, H. ( 1999 ), Sixth Catalog of Fundamental Stars (FK6). Osa I. Perustähdet suorilla ratkaisuilla , Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg  
3. ↑ Anderson , E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: laajennettu hipparcos-kokoelma , Astronomy Letters , osa 38(5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015   
4. ↑ 1 2 3 (eng.) Garrison, RF ( joulukuu 1993 ), Anchor Points for the MK System of Spectral Classification , Bulletin of the American Astronomical Society Vol . 25:1319 , < http://www.astro.utoronto.ca /~garrison/mkstds.html > . Haettu 4. helmikuuta 2012.  
5. ↑ 1 2 (eng.) Crawford, DL; Barnes, JV & Golson, JC ( 1971 ), Neliväri-, H-beta- ja UBV-fotometria kirkkaille B-tyypin tähdille pohjoisella pallonpuoliskolla , The Astronomical Journal Vol . 76: 1058 , DOI 10.1086/111220   
6. ↑ 1 2 3 4 HR 1641 (pääsemätön linkki - historia ) . Kirkkaiden tähtien luettelo . (Venäjän kieli) 
7. ↑ 1 2 3 h Aurigae  (englanniksi)  (linkki ei ole käytettävissä) . Alcyone Bright Star -luettelo . Haettu 7. toukokuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 11. kesäkuuta 2011.
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 (englanniksi)    
9. ↑ 1 2 3 4 5 Fitzpatrick, EL & Massa, D. ( maaliskuu 2005 ), B-tähtien fyysisten ominaisuuksien määrittäminen. II. Calibration of Synthetic Photometry , The Astronomical Journal , osa 129 (3): 1642–1662 , DOI 10.1086/427855   
10. ↑ 1 2 Abt , Helmut A.; Levato, Hugo & Grosso, Monica ( heinäkuu 2002 ), Rotational Velocities of B Stars , The Astrophysical Journal , osa 573 (1): 359–365 , DOI 10.1086/340590   
11. ↑ *eta Aur -- Korkean liikkeen tähti , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=eta+Aur > . Haettu 27.1.2019.   
12. ↑ (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 
13. ↑ (Kiina) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7. helmikuuta 8. helmikuuta 
14. ↑ (kiina)香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表(linkki ei saatavilla) . Haettu 7. toukokuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 29. tammikuuta 2011. , Hongkongin avaruusmuseo. Käytetty verkossa 23. marraskuuta 2010.   (määrätön) 
15. ↑ IAU:n tähtinimityöryhmä (WGSN  ) . Haettu: 22.5.2016.
16. ↑ Tähtien nimeäminen . IAU.org. Haettu: 16. joulukuuta 2017. (määrätön)
17. ↑ 1 2 3 (eng.) HAEDUS ​​​​II (Eta Aurigae) Tähdet , Jim Kaler. Käytetty verkossa 23. syyskuuta 2008. 
18. ↑ 12 NSV 1822. _ _ GAISH . 

Linkit