53 Vesimies

53 Aquarii (53 Aquarii , lyhennetty 53 Aqr ) on kaksoistähti [16] horoskoopissa Vesimiehen tähdistössä , joka sijaitsee lounaisvesimiehen hämärällä alueella Deneb Algedin ja Nashiran itäpuolella Koillis Kaurisissa . 53 Vesimiehen näennäinen magnitudi on +5,56 m [2] ja Bortlen asteikon mukaan se näkyy paljaalla silmällä jopa kirkkaalla esikaupunkitaivaalla . 

Hipparcos -lennolla [1] saatujen parallaksimittausten perusteella tiedetään, että tähti on noin 66  ly:n päässä . vuotta ( 20,2  kpl ) Maasta . Tähti havaitaan 74 ° N eteläpuolella. sh. , eli näkyy etelään noin. Rastorgueva , etelään n. Stolbovoy ( Novosibirskin saaret ) ja noin etelään. Pankit ( Canadian Arctic Archipelago ), eli se on näkyvissä lähes koko asutun maan alueella, lukuun ottamatta arktisia napa- alueita . Paras aika havainnointiin on elokuu [17] .

53 Vesimiehen keskimääräisellä avaruudellisella nopeudella on komponentit (U, V, W)=(-17,6, -4,73, -10,7) [18] , mikä tarkoittaa U= -17,6 km/s (liikkumassa galaksin keskustasta ), V = −4,73 km/s (liikkumassa galaktisen pyörimissuuntaa vastaan) ja W= −10,7 km/s (liikkumassa kohti galaktista etelänapaa ).

53 Vesimies liikkuu melko hitaasti aurinkoon nähden : sen säteittäinen heliosentrinen nopeus on −6  km/s [17] , mikä on 60 % Galaktisen kiekon paikallisten tähtien nopeudesta ja tarkoittaa myös, että tähti lähestyy aurinkoa. . Taivaalla tähti siirtyy koilliseen [19] .

Tähden nimi

53 Aquarii ( latinoitu muunnos sanasta Lat.  53 Aquarii ) on Flamsteedin nimitys [19] . Tähdellä on myös Gouldin antama nimitys  - 146 G. Aquarius (latinoitu versio lat. 146 G. Aquariista ).  

Komponenttien nimitykset 53 Aquarius AB, BC ja CD ovat seurausta Washingtonin Visual Double Star Catalogin (WDS) tähtijärjestelmistä käyttämästä ja International Astronomical Unionin (IAU) hyväksymästä käytännöstä [20] .

Usean järjestelmän ominaisuudet

53 Aquarius A ja 53 Aquarius B ovat pari " aurinkovastinetta " (erittäin samankaltaisia ​​kuin 18 Scorpio ), jotka sijaitsevat toisistaan ​​14,88  ″ [7] kulmaetäisyydellä , mikä vastaa kiertoradan puolipääakselia . seuralaiset, vähintään 231,35  a.u. ja molemmat tähdet pyörivät yhteisen barycenterin ympärillä lähes täsmälleen niiden välillä.

Radalla on erittäin suuri epäkeskisyys , joka on 0,9 [7] . Näin ollen pyöriessään toistensa ympäri tähdet lähestyvät toisiaan 23,1 AU:n etäisyydellä. (eli melkein Uranuksen kiertoradalle , jonka puolipääakseli on 19,23 AU ), sitten ne poistetaan 439,6 AU:n etäisyydelle. Järjestelmän kaltevuus ei ole kovin suuri ja on 44,13° [7] Maasta katsottuna. Periastronin aikakausi , eli vuosi, jolloin tähdet lähestyvät toisiaan vähimmäisetäisyydellä - 2023.

Jos katsomme 53 Aquarius B:n sivulta 53 Aquarius A:han, niin näemme keltaisen tähden, joka loistaa kirkkaudella –14,81 m , eli 6,72 kuun kirkkaudella täysikuussa . (keskimäärin riippuen tähden sijainnista kiertoradalla). Lisäksi tähden kulmakoko (keskimäärin) on - ~ 0,0025 ° [b] , eli tähden kulmakoko on 0,5 % aurinkomme kulmakoosta . Koska tähdet ovat lähes identtisiä, näemme täsmälleen saman kuvan, jos katsomme suunnasta 53 Vesimies A suuntaan 53 Vesimies B plus/miinus muutama prosentti. Tarkemmat tähtien parametrit on annettu taulukossa:

	Periastronissa ( 23,1 AU )				Luopumassa ( 439.6 AU )
	m	L	D° [b]	%	m	L	D° [b]	R⊙_ _
A⇄B	-19.81	673,7	0,025	5,1 %	-13.41	1.9	0,001	0,27 %
m on näennäinen tähtien suuruus ; L  on luminositeetti, joka ilmaistaan ​​kuun valoisuuksina täysikuussa ; D° on tähden kulmahalkaisija ilmaistuna asteina (Auringon kulmahalkaisija on 0,5°); R ⊙  on tähden halkaisija ilmaistuna prosentteinaAuringon halkaisijasta;

Tähtijärjestelmä 53 Aquarii on ominaisuuksiltaan sama kuin Castor-tähtien liikkuvan ryhmän ominaisuudet, eli tähtien, joilla on yhteinen liike avaruudessa; siksi hän on tämän yhdistyksen ehdokas. Tämä viittaa myös siihen, että järjestelmä on hyvin nuori; sen arvioitu ikä on välillä 180-370 miljoonaa  vuotta [5] röntgensäteiden spektrin ja kirkkauden perusteella [5] .

Komponentin A ominaisuudet

53 Vesimies A on kääpiötähti , jonka spektrityyppi on G1V [9] [c] , mikä osoittaa myös, että tähden ytimessä oleva vety toimii ydin "polttoaineena", eli tähti on pääsekvenssissä .

Tähden massa on melkein aurinkoinen ja on 1,01  M ⊙ [10] . Tähti säteilee energiaa ulkoilmakehästään tehollisessa lämpötilassa noin 5922 K  [ 8] , mikä antaa sille ominaisen keltaisen värin [21] . Sen kirkkaus on 39 % suurempi kuin auringon valon ja on 1,39  L ⊙ [11] .

Pienen etäisyyden tähden tähteen sen säde voidaan mitata suoraan, ja ensimmäinen tällainen yritys tehtiin vuonna 1967. Tämän mittauksen tiedot on annettu taulukossa:

Sen säde on tällä hetkellä arviolta 1,11  R ⊙ [11] . Tähden pintapainovoima on 4,46 ± 0,03  CGS [8] eli 288 m/s 2 eli se on 105 % auringon arvosta ( 274,0 m/s 2 ).

Planeettaa kantavilla tähdillä on yleensä korkeampi metallisuus kuin Auringon, mutta 53 Aquarius A:n metallisuus on −0,10 [8] eli 80 % auringon arvosta, mikä viittaa siihen, että tähti "tuli" muilta galakseilta , missä metalleja ei ollut kovin paljon, ja ne syntyivät molekyylipilvessä vähemmän tiheän tähtipopulaation ja harvempien supernovien vuoksi . Mutta tähdellä ei ole tunnettuja planeettoja, vaikka tiedetään, että binäärijärjestelmissä, kuten 16 Cygnuksessa , joka myös koostuu kahdesta aurinkotyyppisestä tähdestä, on planeetta.

53 Vesimies A pyörii nopeudella, joka on vähintään 4 kertaa aurinkoinen ja yhtä suuri kuin 8,0 km/s [12] , mikä antaa tähdelle vähintään 7,2  päivän kiertoajan . Kuitenkin, jos tähden päiväntasaaja on kallistettu samaan kulmaan kuin kiertorata (44 astetta) (mikä on mahdollista, mutta epätodennäköistä), kiertoaika lyhenee 4 päivään. Tämä nopea pyöriminen tekee tähdistä magneettisesti aktiivisempia kuin Auringon .

Spitzer-avaruusteleskoopilla suoritettu ensisijainen tutkimus ei onnistunut havaitsemaan ylimääräistä infrapunasäteilyä , joka muuten voisi olla osoitus jäännöskiekkosta [11] .

Komponentin B ominaisuudet

53 Vesimies B on spektrityypin G5VFe-0.8 CH-1 kääpiö [9] [d] , mikä osoittaa, että tähti on kemiallisesti erikoinen keltainen kääpiö , jonka spektrissä on puutos rautaa ja CH -molekyylejä . Se osoittaa myös, että tähden ytimessä oleva vety toimii ydin "polttoaineena", eli tähti on pääsekvenssissä . Tähti säteilee energiaa ulkoilmakehästään tehollisessa lämpötilassa noin 5811 K [8] , mikä antaa sille tyypillisen keltaisen värin spektrityypin G tähdelle [21] . Tähden massa on vaatimattomampi kuin naapurinsa ja on 0,99  M ⊙ [10] .

Pienen etäisyyden tähden tähteen sen säde voidaan mitata suoraan, ja ensimmäinen tällainen yritys tehtiin vuonna 1967. Tämän mittauksen tiedot on annettu taulukossa:

Vuonna 1967 mitatun tähden säde on aivan normaali spektrityyppiselle tähdelle. Tähden kirkkautta ei arvioida suoraan, mutta sen tulisi olla yhtä suuri kuin aurinko plus/miinus 5-10%.

53 Vesimies B pyörii lähes samalla nopeudella kuin kumppaninsa ja 9,0 km/s [12] , mikä antaa tähdelle vähintään 5,7  päivän kiertojakson . Tähden metallisuus on vielä pienempi kuin sen kumppanin metallisuus ja se on –0,19 [8] eli 65 % aurinkoarvosta.

Tähden 53 Aquarius B spektrin tutkimus osoitti [25] , että tähti on itse asiassa binääritähti, koska spektroskooppisten tutkimusten mukaan tähden vieressä on satelliitti, joka pyörii 257,31 päivän jaksolla ja epäkeskisyydellä. yhtä suuri kuin 0,626, eli tähti (joka on todennäköisemmin yhteensä joko punainen kääpiö tai substarlar kumppani tai erittäin suuri planeetta) sijaitsee etäisyydellä 0,789 AU. . Siten pyöriessään toistensa ympäri tähdet lähestyvät toisiaan 0,295 AU:n etäisyydellä. (eli lähempänä tähteä kuin Merkuriuksen kiertorata , jonka puolipääakseli on 0,39 AU ), sitten ne poistetaan 1,28 AU:n etäisyydellä.

Tähtien moninaisuuden tutkimuksen historia

1800 - luvulla D. Herschel ja J. South löysivät 53 Vesimiehen kaksinaisuuden , eli he löysivät AB-komponentin ja tähdet sisällytettiin luetteloihin nimellä SHJ 345 [e] . Kun tähtien ero oli 13  sekuntia 1800 -luvulla, Charles Piazzi Smith ja George Frederick Chamberskutsui niitä "vaaleanvalkoiseksi" ja kirjoitti niistä: "tyylikäs kaksoistähti. Se on upea esine." Niiden kiertoradan liike on nyt tuonut ne hieman yli sekunnissa [26] . Vuonna 1901 amerikkalainen tähtitieteilijä Sherburn Burnham löysi 53 Aquariuksen nelinkertaisuuden , eli hän löysi BC- ja CD-komponentit ja tähdet sisällytettiin luetteloihin nimellä BU 1307 [f] .

Näiden komponenttien parametrit on annettu Washingtonin Visual Binaries -luettelon [27] [28] [29] mukaisessa taulukossa :

Yhteenvetona kaikki tiedot tähdestä, voimme sanoa, että tähdellä 53 Aquarius on ainakin yksi satelliitti:

• komponentti AB, kuudennen magnitudin tähti, joka sijaitsee 1,40  kaarisekunnin kulmaetäisyydellä ja jonka uskotaan olevan elliptisellä kiertoradalla;
• Komponentin BC, 12. magnitudin binaari (CD-komponentit), joka sijaitsee 63,6 kaarisekunnin kulmaetäisyydellä, on UCAC2-luettelonumero 25674796 [30] . Tähdellä ei ole parallaksia, mutta omasta liikkeestään päätellen tähti liikkuu vastakkaiseen suuntaan eikä siten sisälly 53 Vesimiehen järjestelmään.

Tähden välitön ympäristö

Seuraavat tähtijärjestelmät ovat 20 valovuoden sisällä [31] tähdestä 53 Aquarius (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 15 punaista , oranssia ja keltaista kääpiötä spektriluokista G, K ja M sekä 1 valkoinen kääpiö , joita ei sisällytetty luetteloon.

Muistiinpanot

1. ↑ Annetusta parallaksiarvosta laskettu etäisyys
2. ↑ 1 2 3 Kulmahalkaisija (δ) lasketaan kaavalla: , jossa R S on tähden säde AU:na ilmaistuna; d S on etäisyys tähdestä AU:na ilmaistuna.
3. ↑ 1900 - luvulla tähti luokiteltiin G3V- kääpiöksi [ 18]
4. ↑ 1900 - luvulla tähti luokiteltiin G3V-kääpiöksi [23]
5. ↑ SHJ - linkki James South - John Herschelin luetteloon , 345 - merkintänumero heidän luettelossaan
6. ↑ BU - linkki S. Burnhamin luetteloon, 1307 - artikkelin numero hänen luettelossaan

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (marraskuu 2007), Uuden Hipparcos-reduktion validointi , Tähtitiede ja astrofysiikka  (eng.) V. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/06074087 
2. ↑ 1 2 3 4 Nicolet, B. (1978), Fotoelektrinen fotometrinen UBV-järjestelmän homogeenisten mittausten luettelo, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, osa  34 : 1–49 
3. ↑ 1 2 Nordström, B.; pormestari, M.; Andersen, J. & Holmberg, J. (toukokuu 2004), The Geneva-Copenhagen survey of the Solar district. ˜14 000 F- ja G-kääpiöiden iät, metallisuudet ja kinemaattiset ominaisuudet , Astronomy and Astrophysics  (eng.) T. 418: 989–1019 , DOI 10.1051/0004-6361:20035959 
4. ↑ 1 2 * 53 Aqr -- Spektroskooppinen binääri  (englanniksi) . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Haettu 7. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 7. huhtikuuta 2020.
5. ↑ 1 2 3 Maldonado, J.; Martinez-Arnáiz, R.M.; Eiroa, C. & Montes, D. (lokakuu 2010), Spektroskopiatutkimus läheisistä myöhäisen tyypin tähdistä, tähtien kinemaattisten ryhmien mahdollisista jäsenistä , Astronomy and Astrophysics T. 521: A12 , DOI 10.1051/0004-63641/2081 
6. ↑ Ruskea, AGA; et ai. (elokuu 2018), Gaia Data Release 2: Yhteenveto sisällöstä ja tutkimusominaisuuksista , Astronomy & Astrophysics  (engl.) V. 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2 -tietue tälle lähteelle osoitteessa VizieR 
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Kuudes luettelo visuaalisten binaaritähtien  kiertoradoista . Yhdysvaltain laivaston observatorio . Haettu 3. kesäkuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 1. elokuuta 2017.
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Pasquini, L.; Liu, Q. & Pallavicini, R. (heinäkuu 1994), Lithium abundances of near Solar-like Stars, Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 287 (1): 191–205 
9. ↑ 1 2 3 4 harmaa, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF & McFadden, MT (heinäkuu 2006), Contributions to the Nearby Stars (NSStars) Project: Spectroscopy of Stars Aiemmin kuin M0 40 parsekin sisällä: The Northern Sample I , The Astronomical Journal  (Eng.) vol. 132 (1) : 161–170 , DOI 10.1086/504637 
10. ↑ 1 2 3 4 Cvetkovic, Z.; Ninkovic, S. Visuaalisten binäärien komponentimassoista  (englanti)  // Serbian Astronomical Journal : päiväkirja. - 2010. - Vol. 180 . - s. 71-80 . - doi : 10.2298/SAJ1080071C . - .
11. ↑ 1 2 3 4 5 Plavchan, Peter; Werner, M.W.; Chen, CH & Stapelfeldt, KR (kesäkuu 2009), Spitzer-avaruusteleskoopilla löydettyjä nuorten, pienimassaisten tähtien ympärillä olevia uusia roskakiekkoja , The Astrophysical Journal  , osa 698 (2): 1068–1094 , DOI 10.1088-6037 . 698/2/1068 
12. ↑ 1 2 3 4 Torres, CAO; Quast, G. R.; da Silva, L. & de La Reza, R. (joulukuu 2006), Etsi nuoria tähtiä sisältäviä assosiaatioita (SACY). I. Näyte ja hakumenetelmä , Astronomy and Astrophysics  (eng.) V. 460 (3): 695–708 , DOI 10.1051/0004-6361:20065602 
13. ↑ *53 Aqr A -- Korkean liikkeen  tähti . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Haettu 7. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 7. huhtikuuta 2020.
14. ↑ *53 Aqr B -- Korkean liikkeen  tähti . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Haettu 7. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 7. huhtikuuta 2020.
15. ↑ Martínez-Arnáiz R., Maldonado J., Montes D. , Eiroa C., Montesinos B. FGK-tähtien kromosfääriaktiivisuus ja pyöriminen auringon läheisyydessä  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2010. - Voi. 520.—s. 79–79. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/200913725 - arXiv:1002.4391
16. ↑ Eggleton, P.P.; Tokovinin, AA Luettelo kirkkaiden tähtijärjestelmien moninaisuudesta  (englanniksi)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal. — Oxford University Press , 2008. — Syyskuu ( nide 389 , nro 2 ). - s. 869-879 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x . - . - arXiv : 0806.2878 .
17. ↑ 12 H.R. 8545 . Kirkkaiden tähtien luettelo . Haettu 7. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 7. huhtikuuta 2020. (Venäjän kieli)
18. ↑ 1 2 53  Aquarii . Internet Stellar -tietokanta .
19. ↑ 1 2 53  Aquarii . Universumin opas . Arkistoitu alkuperäisestä 7. huhtikuuta 2020.
20. ↑ 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].   
21. ↑ 1 2 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 3. joulukuuta 2013 Wayback Machinessa 
22. ↑ CADARS-luettelomerkintä: recno=  10322 . Tähtien halkaisijaluettelo (CADARS) .
23. ↑ H.R. 8544 . Kirkkaiden tähtien luettelo . Haettu 7. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 7. huhtikuuta 2020. (Venäjän kieli)
24. ↑ CADARS-luettelomerkintä: recno=  10321 . Tähtien halkaisijaluettelo (CADARS) .
25. ↑ Perustiedot (Järjestelmä:3509  ) . D. Pourbaix .
26. ↑ 53 AQR (53 Aquarii  ) . Jim Kaller, Tähdet . Haettu 7. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 19. syyskuuta 2020.
27. ↑ SHJ 345: Washington Double Star -luettelomerkintä  . Haettu 7. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 6. maaliskuuta 2016.
28. ↑ Tokovinin, A. & Cantarutti, R. (helmikuu 2008), SOAR-teleskoopin ensimmäinen pilkkuinterferometria elektronien kertolasku-CCD :llä , Julkaisut of the Astronomical Society of the Pacific, osa  120 (864): 170–170–1089 /1717. 
29. ↑ 53  Aquarii . Alcyone Bright Star -luettelo . Haettu 7. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. tammikuuta 2013.
30. ↑ UCAC2 25674796 - Kaksi- tai  monitähti . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Haettu 7. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 7. huhtikuuta 2020.
31. ↑ Tähdet 20 valovuoden säteellä 53 Aquariista:  (englanniksi) . Internet Stellar -tietokanta .

Linkit

• Kuva 53  Vesimies