5 käärmettä

5 käärmettä, 5 käärmettä , lyhennettynä. 5 Ser  on kaksoistähti ekvatoriaalisessa tähdistössä Käärmeet , itse tähti kuuluu Käärmeen pään asterismiin [17] . Tähden näennäinen tähtien magnitudi on +5,1 m [2] ja Bortlin asteikon mukaan se näkyy paljaalla silmällä jopa kaupungin taivaalla .  Hän itse tunnetaan kuitenkin paremmin kirkkaimpana tähtenä suuren pallomaisen M5 -joukon vieressä, ja sen erottaa siitä kahden kolmasosan etäisyys ( Kuumme kulmahalkaisija on  0,5 °). Tietenkin 5 käärmettä ei kuulu pallomaiseen klusteriin, koska etäisyys M5:een on noin 24 000  ly . vuotta . Hipparcos -matkan aikana tehtyjen parallaksimittausten perusteella tähden tiedetään olevan noin 82,8 ly  :n päässä . vuotta ( 25,4  kpl ) Maasta [4] . Tähti havaitaan pohjoispuolella 89 ° S. sh. eli se on näkyvissä lähes koko asutun maan alueella, Etelämantereen napa-alueita lukuun ottamatta . Paras havaintoaika on toukokuu [18] .

Viiden käärmeen liike kuitenkin osoittaa, että tähti liikkuu melko suurella nopeudella aurinkoon nähden : sen säteittäinen heliosentrinen nopeus on 54  km/s [18] , mikä on 5,5 kertaa nopeus paikallisiin tähtiin verrattuna. galaktinen kiekko , ja tämä tarkoittaa, että tähti on siirtymässä pois auringosta. Taivaalla 5 käärmettä liikkuu 0,63 kaarisekuntia vuodessa, ja siten tähti on ilmeisesti vierailija galaksin toisesta osasta [19] .

5 Serpents - Flamsteedin ( lat. 5 Serpentis ) antama nimitys . Tähdellä on Gould  - 9 G Serpentis ( lat. 9 G Serpentis ) [20] antama nimitys . Näiden kahden komponentin nimitykset 5 käärmeeksi A ja B ovat seurausta Washingtonin Visual Double Star Catalogin (WDS) tähtijärjestelmistä käyttämästä sopimuksesta, jonka Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni (IAU) on hyväksynyt [21] .   

Binäärijärjestelmän ominaisuudet

5 Serpens on binäärijärjestelmä, joka koostuu tähdestä, joka on jossain määrin samanlainen kuin Procyon , ja 10. magnitudin kääpiöstä (noin 10,11 m ), joita erottaa 11,4  tuuman kulmaetäisyys , mikä vastaa vähintään 277  AU :n fyysistä etäisyyttä [22] ja jakso, joka on vähintään 3600  vuotta [19] (vertailun vuoksi Pluton kiertoradan säde on ~40  AU ja vallankumousjakso ~250  vuotta ) Käärme B, näemme oranssin tähden, jonka näennäinen magnitudi −11,63 m , joka loistaa kirkkaudella 0,2 täysikuuta [ 22] kelta-valkoinen tähti, jonka näennäinen magnitudi on −16,27 m ja joka loistaa 25 täysikuun kirkkaudella [ 22] 5- käärmejärjestelmän ikä on 5,27  miljardia vuotta [2] .

Komponentti A

5 Käärme A on alajättiläinen , (tai jopa vanha kääpiö [19] ) , jonka spektrityyppi on F8IV [ 7 ] [ 8 ], joka päättää elämänsä ja tulee ensin punaiseksi jättiläiseksi , ja sitten, kun hän on vuodattanut kuorensa, hänestä tulee entinen kääpiö . Tähti säteilee energiaa ulkoilmakehästä noin 6025  K [2] tehollisessa lämpötilassa , mikä antaa sille ominaisen valko-keltaisen värin spektriluokan F tähdelle. Sen kirkkaus on paljon suurempi kuin auringon kirkkaus ja on yhtä suuri kuin 5  [2] . Lämpötilasta ja valoisuudesta Stefan-Boltzmannin lain mukaan saat selville, että sen säde on 2,07  . Tähden massa on hyvin pieni alajättiläiselle: 1,16  [2] . Jotta maapallomme kaltainen planeetta saisi suunnilleen saman määrän energiaa kuin se saa Auringosta, sen pitäisi olla 2,24 AU  :n etäisyydellä . eli suunnilleen sinne, missä asteroidivyöhyke sijaitsee aurinkokunnassa . Lisäksi tällaiselta etäisyydeltä katsottuna 5 käärme A näytti melkein samalta kuin aurinkomme , sellaisena kuin näemme sen Maasta katsottuna - 0,49 ° ( Aurinkomme kulmahalkaisija on 0,5  °) [c] .

Tähden pintapaino on 4,07  CGS [8] tai 117,5 m/s 2 eli kaksi kertaa pienempi kuin Auringossa ( 274,0 m/s 2 ), mikä selittyy pienellä massalla, jolla on melko suuri massa. maksimi säde. Tähdillä, joilla on planeettoja, on yleensä korkeampi metallisuus kuin Auringossa, ja 5 käärme A:lla on käytännössä sama metallipitoisuus: sen rautapitoisuus suhteessa vetyyn on 104 % [9] aurinkoisesta, mutta planeettoja ei ole vielä löydetty. löytyy tähden ympäriltä. Tähdellä näyttää olevan jäännöskiekko, mikä viittaa planeetoihin, vaikka ylimääräistä infrapunasäteilyä ei ole löydetty [19] . Pyöriessään päiväntasaajan nopeudella 4,8 km  /s [8] (eli nopeudella, joka on 2,5 kertaa suurempi kuin aurinko), 5 Snake A kestää noin 22,4  päivää tehdäkseen täydellisen kierroksen.

Näennäinen magnitudi 5 Käärme A vaihtelee magnitudien 4,99 ja 5,11 välillä välillä tuntematon. Muuttujan tyyppi määritellään nimellä BY Dragon [5] ja tähti on nimetty MQ Ser [23] , mutta tähdellä on joitain omituisuuksia [24] . Magneettikenttien romahtamisen aiheuttamat auringonpurkaukset ovat näkyvissä vain, koska voimme nähdä paikalliset alueet, joilla niitä esiintyy. 5 Serpent A ja jotkut muut, kuten Omicron Eagle ja Pi¹ Ursa Major , osoittavat kuitenkin voimakkaita supersäihdytyksiä . Epäsäännölliset vaihtelut viittaavat siihen, että tähtipisteet liikkuvat sisään ja pois näkyvistä. Vaikka soihdut ovat yleisiä punaisilla kääpiöillä (kuten Proxima Centauri ), tämän tyyppinen supersoihdutus on hyvin epätavallinen aurinkotyyppisille tähdille [19] . Vuosien 1975 ja 1980 välillä tehdyissä havainnoissa Bacos ( 1983 ) raportoi satunnaisista pienistä kirkkauden vaihteluista, joiden amplitudi oli alle 0,03 magnitudia (mikä on normaalia BY Draco -tyyppiselle muuttujalle ) sekä kolme soihdutusta, jotka lisäsivät kirkkautta 0,1 magnitudilla [25] ja tämä tapahtuma kesti jopa 25 päivää [19] , mikä vastaa suunnilleen tähden kiertoaikaa. Scarf ( 1985 ) kuitenkin huomautti, että nämä arvot voivat olla yksinkertaisesti normaali havaintovirhe [26] . Tämä voi johtua myös siitä, että itse B-komponentti voi olla muuttuva tähti [27] .

Komponentti B

5 käärme B on spektrityyppiä K4V [11] oleva kääpiö , joka on monta kertaa pienempi kuin 5 käärme A. Tähtien evoluutioteorian perusteella sen massan pitäisi olla luokkaa 0,7  , sen valoisuuden tulisi olla 0,12  ja sen säteen tulee olla 0,7  . Jotta maapallomme kaltainen planeetta saisi suunnilleen saman määrän energiaa kuin se saa Auringosta, se olisi asetettava 0,35 AU  :n etäisyydelle . eli suunnilleen siihen paikkaan, jossa Merkurius sijaitsee aurinkokunnassa , jonka kiertoradan säde on 0,39  AU . e. . Lisäksi tällaiselta etäisyydeltä katsottuna 5 käärmettä B näyttäisi 2,14 kertaa suuremmalta kuin aurinkomme , kuten näemme sen Maasta katsottuna - 1,07 ° ( Aurinkomme kulmahalkaisija on 0,5  °) [c] .

Tähtien moninaisuuden tutkimuksen historia

V. Ya. Struve (komponentti AB) löysi tähden kaksinaisuuden vuonna 1825 ja tähti sisällytettiin luetteloihin nimellä STF 1930 [d] . Vuonna 1852 löydettiin tähden kolminaisuus (komponentti AD). Vuonna 1887 löydettiin nelinkertainen tähti (komponentti AC). Washington Catalog of Visual Binaries -julkaisun mukaan näiden komponenttien parametrit on annettu taulukossa [28] [12] :

Yhteenvetona kaikki tiedot tähdestä, voimme sanoa, että tähdellä 5 Serpens on kymmenennen magnitudin satelliitti, joka sijaitsee 11,1 kaarisekuntia kulmaetäisyydellä . Hän on säilyttänyt saman etäisyyden viimeiset 200 vuotta, joten hän on epäilemättä todellinen kumppani. Mutta heikot tähdet 5 käärmettä C ja D, 13. ja 10. magnitudi, jotka sijaitsevat 151,1 ja 713,6 kaarisekuntien kulmaetäisyydellä , eivät läheskään varmasti ole satelliitteja, vaan ne vain makaavat näkölinjalla.

Tähden välitön ympäristö

Seuraavat tähtijärjestelmät ovat 20 valovuoden [29] säteellä tähdestä 5 Serpens (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, 10 valovuoden etäisyydellä , on vielä noin 15 punaista , oranssia ja keltaista kääpiötä spektriluokista G, K ja M, sekä 2 valkoista kääpiötä , joita ei sisällytetty luetteloon.

Muistiinpanot

1. ↑ Annetusta parallaksiarvosta laskettu etäisyys
2. ↑ Absoluuttinen suuruus lasketaan kaavalla: , missä on näennäinen magnitudi , on etäisyys kohteeseen pc , 10 pc
3. ↑ 1 2 Kulmahalkaisija (δ) lasketaan kaavalla: , jossa R S on tähden säde ilmaistuna a. e .; d S on etäisyys tähdestä
4. ↑ STF - linkki Struven luetteloon, 1930 - luettelon numero

1. ↑ 1 2 3 4 5 Leeuwen F. v. Uuden Hipparcos-vähennyksen validointi  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2007. - Voi. 474, Iss. 2. - P. 653-664. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20078357 - arXiv:0708.1752
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Luck, R. Earle ( syyskuu 2015 ), Paikallisen alueen runsaus. I. G ja K Giants , The Astronomical Journal, osa 150 (3): 23, 88 , DOI 10.1088/0004-6256/150/3/88   
3. ↑ Anderson , E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: laajennettu hipparcos-kokoelma , Astronomy Letters , osa 38(5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015   
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( 2007 ) , Uuden Hipparcos-reduktion validointi , Astronomy and Astrophysics osa 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-207810004-6078   
5. ↑ 1 2 MQ  Ser . GAISH .
6. ↑ Gontcharov, GA ( marraskuu 2006 ), Pulkovo kokoelma säteittäisnopeuksista 35 495 Hipparcos-tähdelle yhteisessä järjestelmässä , Astronomy Letters , osa 32 (11): 759–771 , DOI 10.1134/S1066317   
7. ↑ 1 2 harmaa, RO; Napier, MG & Winkler, LI ( 2001 ), The Physical Basis of Luminosity Classification in Late A-, F- ja Early G-Type Stars. I. Tarkat spektrityypit 372 tähdelle , The Astronomical Journal , osa 121 (4): 2148–2158 , DOI 10.1086/319956 
8. ↑ 1 2 3 4 5 Mallik, Sushma V .; Parthasarathy, M. & Pati, A.K. ( lokakuu 2003 ), Litium ja rotaatio F- ja G-kääpiöissä ja alijättiläisissä , Astronomy and Astrophysics , osa 409: 251–261 , DOI 10.1051/0004-6361:840   
9. ↑ 1 2 Maldonado , J.; Eiroa, C.; Villaver, E. & Montesinos, B. ( toukokuu 2012 ), Aurinkotyyppisten tähtien metallisuus roskalevyillä ja planeetoilla⋆ , Astronomy & Astrophysics T. 541: 10, A40 , DOI 10.1051/0004-636181/2002   
10. ↑ *5 Ser – BY Dra -tyypin muuttuja , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=5+Ser > . Haettu 27. tammikuuta 2019. Arkistoitu 15. syyskuuta 2020 Wayback Machinessa   
11. ↑ 1 2 3 4 5 6 * 5 Ser B -- Korkean liikkeen tähti , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident =%402648415&Name= *%20%20%205%20Ser%20B > . Haettu 27.1.2019.   
12. ↑ 1 2 STF1930 : Washington Double Star -luettelomerkintä  . Haettu 2. lokakuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 18. toukokuuta 2021.
13. ↑ Gaia Data Release 2  (englanniksi) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
14. ↑ Gray R. O., Napier M. G., Winkler L. I. Valoisuusluokituksen fyysinen perusta myöhäisissä A-, F- ja varhaisissa G-tyypin tähdissä. I. Tarkat spektrityypit 372 tähdelle  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2001. - Voi. 121, Iss. 4. - P. 2148-2158. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi: 10.1086/319956
15. ↑ 1 2 Aguilera-Gómez C., Ramírez I., Chanamé J. Myöhäisten F-tähtien litiumin runsausmallit: litiumaavikon syvällinen analyysi  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2018. - Voi. 614.—s. 55–55. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201732209 - arXiv:1803.05922
16. ↑ Onnea R. E. Paikallisen alueen runsaus. II. F, G ja K kääpiöt ja alajättiläiset  (englanniksi) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Voi. 153, Iss. 1. - s. 21–21. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 - arXiv:1611.02897
17. ↑ Tokovinin, Andrei ( huhtikuu 2014 ), Binaareista moniin . II. Hierarchical Multiplicity of F and G Dwarfs , The Astronomical Journal, osa 147 (4): 14, 87 , DOI 10.1088/0004-6256/147/4/87   
18. ↑ 12 H.R. 5694 . Kirkkaiden tähtien luettelo . (Venäjän kieli)
19. ↑ 1 2 3 4 5 6 Kaler , James B. ( heinäkuu 4 2014 ), 5 SER (5 Serpentis ) , Illinoisin yliopisto , < http://stars.astro.illinois.edu/sow/5ser .html > Arkistoitu 4. marraskuuta 2016 Wayback Machinessa   
20. ↑ 5 Serpentis  (englanniksi)  (linkki ei ole käytettävissä) . Universumin opas . Arkistoitu alkuperäisestä 23. marraskuuta 2018.
21. ↑ 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].   
22. ↑ 1 2 3 5 Serpentis  . Internet Stellar -tietokanta .
23. ↑ Kholopov , PN; Samus, N.N.; Kazarovets, EV & Perova, NB ( 1985 ), The 67th Name-List of Variable Stars, Information Bulletin on Variable Stars Vol. 2681: 1   
24. ↑ M.Q. Serpentis . AAVSO:n verkkosivusto . American Association of Variable Star Observers ( 13. marraskuuta 2011 ). Haettu 18. heinäkuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 23. toukokuuta 2014. (määrätön)
25. ↑ Bakos, GA ( toukokuu 1983 ), Soihdun aktiivisuus kahdessa F-tyypin tähdessä, 5 Ser ja ο Aql , Astronomical Journal T. 88: 674–677 , DOI 10.1086/113357   
26. ↑ Scarfe, CD ( elokuu 1985 ), On the Velocity Variability of 5-SERPENTIS and Omicron-Aquilae, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, osa 79 (595): 180   
27. ↑ Hoffleit, Dorrit ( lokakuu 1991 ), MQ Serpentis, Mystery, The Journal of the American Association of Variable Star Observers, osa 20(2): 239-240   
28. ↑ MQ Serpentis  (englanniksi)  (linkki ei saatavilla) . Alcyone Bright Star -luettelo . Haettu 2. lokakuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 4. maaliskuuta 2016.
29. ↑ Tähdet 20 valovuoden etäisyydellä 5 Serpentisistä:  (englanniksi) . Internet Stellar -tietokanta .

Linkit

• Kuva 5  Käärmeet