AT Mikroskoopilla

AT Microscope, AT Microscopii , lyhenne AT Mic  on kaksoistähti eteläisessä mikroskoopissa . Tähden näennäinen magnitudi on +10,34 m [2] , eikä se näy paljaalla silmällä . Hipparcos -lennolla [1] saatujen parallaksimittausten perusteella tiedetään, että tähti on noin 35±1  ly:n päässä. vuotta ( 10,7±0,4  kpl ) Maasta . Tähti havaitaan 59 ° N eteläpuolella. sh. eli Aberdeenista ( 57°N ), Oslosta ( 59°N ), Pietarista ( 59°N ) etelään . Paras aika katsoa on elokuu . Taivaalla tähti sijaitsee α-mikroskoopista luoteeseen, ω Capricornista lounaaseen ja Askellasta ( ζ Sagittarius ) itään.

Itse tähti liikkuu Auringon suhteen hitaammin kuin muut tähdet: sen säteittäinen heliosentrinen nopeus on +4,0  km/s [14] , mikä on noin 2,5 kertaa pienempi kuin Galaktisen kiekon paikallisten tähtien nopeus , ja se tarkoittaa myös että tähti on siirtymässä pois auringosta .

Havaintohistoria

Vuonna 1926 hollantilais-amerikkalainen tähtitieteilijä Willem Leiten raportoi, että tämän tähden spektrin viivat olivat muuttumassa. 23. kesäkuuta 1895 otetussa valokuvalevyssä näkyi kirkkaita vetyviivoja , jotka olivat paljon himmeämpiä kuin 29. kesäkuuta 1895 otetussa levyssä. 1. heinäkuuta 1903 otetussa valokuvassa ei ollut tällaisia ​​viivoja . Muutos tähden kirkkaudessa oli pieni, korkeintaan 0,5 m magnitudissa. Leithen totesi, että tähdellä on suuri oikea liike , joka muuttaa sijaintiaan 0,43 kaarisekuntia vuosina 1899-1923 [ 15] .

Vuoteen 1927 mennessä esine osoittautui tähtipariksi, jonka kulmaetäisyys oli 2,95  tuumaa . Molempien osoitettiin kuuluvan Me-tyypin kääpiöluokkaan , mikä osoitti, että ne ovat punaisia ​​kääpiöitä , joiden spektrissä on emissioviivat . löydettiin ensimmäisenä Me-tyyppinen kääpiötähtipari. Tähtiparien parallaksimittaukset osoittivat noin 0,1  tuuman vuotuista siirtymää, kun niiden radiaalinen nopeus oli +4  km/s suhteessa aurinkoon. Läheisellä tähdellä HD 197981, myöhemmin nimeltään AU Microscope , osoitettiin olevan samanlainen radiaalinen nopeus +4,5  km/s [16] . Tästä syystä on ehdotettu, että kaikki kolme tähteä ovat fyysisesti yhteydessä toisiinsa [17] .

Vuonna 1949 tehdyn havainnon jälkeen, että tietyntyyppisille muuttuville tähdille on ominaista nopeat mutta lyhytaikaiset kirkkauden muutokset, joihin liittyy emissioviivoja niiden spektrissä [18] , vuonna 1954 tšekkiläinen astrofyysikko Zdeněk Szvestkanimettiin HD 196982 A ja B soihdutähden ehdokkaiksi [19] .

Kun fotometriset laitteet otettiin käyttöön tähtitiedossa, tähtien vaihtelua voidaan nyt seurata lyhyen ajan kuluessa. HD 196982:n mittaukset vuonna 1969 osoittivat, että nämä tähdet olivat tuon ajan aktiivisimpia leimahduksia : 54 leimahdusta havaittiin 16.31  tunnin aikana . Soihdut lisäsivät parin kokonaiskirkkautta yli 0,05 m yli puolessa tästä havaintojaksosta [20] . Lisäksi tehtiin havaintoja, joiden aikana tähden kirkkaus putosi 12,9 metriin [21] . Vuonna 1972 pari sai nimen AT Microscope ( lat.  AT Microscopii ) [22] .

Binäärijärjestelmän ominaisuudet

AT Microscope on binääritähtijärjestelmä, jossa komponentit sijaitsevat 4,0  tuuman kulmaetäisyydellä [18] . Molemmat komponentit ovat punaisia ​​kääpiöitä ja muodostavat yhden lajinsa nuorimmista järjestelmistä Auringon läheisyydessä [18] . AT Microscope -järjestelmän ikä on noin 12  miljoonaa vuotta [5] .

AT Microscopessa on kaksi pääkomponenttia: ensimmäinen komponentti - A on tähti, jonka näennäinen magnitudi on +11,0 m [8] ja spektrityyppi M [7] . Toinen komponentti B on tähti, jonka näennäinen magnitudi on +11,1 m [8] ja myös spektrityyppiä M [10] . Ne pyörivät toistensa ympäri vähintään 2,616  " etäisyydellä , mikä tällä etäisyydellä vastaa noin 42  AU :n puolipääakselia. Tähtien kiertoaika toistensa ympäri on vähintään 141,39  vuotta [6] , mikä on verrattavissa Neptunuksen jaksokiertoon ( 167,79  vuotta ) Melko suuri epäkeskisyys (0,607 [6] ) tuo sitten tähdet yhteen vähintään 16,5  AU :n etäisyydelle (eli melkein sellaiselle etäisyydelle, jossa Uranus sijaitsee aurinkokunta , jonka kiertoradan säde on 19,22  AU , niin se poistuu vähintään 67,5  AU :n etäisyydelle (eli melkein sellaiselle etäisyydelle, jossa Eris sijaitsee aurinkokunnassa , jonka kiertoradan säde on 67,7  AU . e. ).

Radan kaltevuus AT Microscope -järjestelmässä on erittäin suuri 148,4  ° [6] , eli tähdet pyörivät toistensa ympärillä lähes retrogradisella kiertoradalla Maasta katsottuna. Periastronin aikakausi eli aika, jolloin tähdet tulevat vähimmäisetäisyydelle toisistaan, on vuonna 2035 [6] .

Molemmat komponentit ovat soihdutähtiä [5] , mikä tarkoittaa, että ne ovat punaisia ​​kääpiöitä , jotka kokevat pinnallaan satunnaisia ​​voimakkaita soihdut, jotka lisäävät niiden kirkkautta. Tämän järjestelmän molemmissa osissa on myös aktiivisia koronaa , jotka osoittavat muutoksia BY Dragon -tyypin valoisuudessa ja ovat röntgensäteilyä [5] . Keskimääräinen välähdysnopeus parilla on 2,8 välähdystä tunnissa [18] [23] . Niiden röntgenspektri vastaa noin 3 × 10 10 cm -3 :n plasmatiheyttä ja vähintään 100  G : n magneettikentän voimakkuutta soihdutusalueilla [24] . Yhdenkään tähden spektrissä ei näy litiumin merkkejä, ja ilmeisesti tämä alkuaine on ehtynyt ytimensä lämpöydinfuusion seurauksena [8] .

Komponentti A

AT-mikroskooppi A on kääpiö , spektrityyppiä M4.5V e [7] , mikä osoittaa, että vety tähden ytimessä toimii ydin "polttoaineena", eli tähti on pääsekvenssissä . Tähti säteilee energiaa ulkoilmakehästään tehollisessa lämpötilassa noin 3150 K  [ 8] , mikä antaa sille tyypillisen punaisen värin spektrityypin M tähdelle ja tekee siitä infrapunasäteilyn lähteen [b] .

Tähden massa on tyypillinen kääpiölle ja on: 0,25  [5] . Sen säde on 63 % pienempi kuin Auringon säde ja on 0,37  [9] . Lisäksi tähti on 33 kertaa himmeämpi kuin aurinkomme , sen kirkkaus on 0,033  [8] . Jotta maamme kaltainen planeetta saisi suunnilleen saman määrän energiaa kuin se saa Auringosta , se olisi sijoitettava 0,19 AU  :n etäisyydelle . eli noin kaksi kertaa niin lähempänä kiertorataa, jolla Merkurius sijaitsee aurinkokunnassa . Lisäksi sellaiselta etäisyydeltä mikroskoopin A AT näyttäisi yli 2 kertaa suuremmalta kuin aurinkomme , kuten näemme sen Maasta katsottuna - 1,14 ° [c] ( Aurinkomme kulmahalkaisija on 0,5  °).

Komponentti B

AT Microscope B on tähti , jonka spektrityyppi on M4.5Ve [10] . Tähden massa on melko normaali punaiselle kääpiölle : 0,25  [5] . Sen säde on 63 % pienempi kuin Auringon säde ja on 0,37  [9] . Lisäksi tähti on paljon himmeämpi kuin aurinkomme , sen kirkkaus on 0,033  [8] . Jotta maapallomme kaltainen planeetta saisi suunnilleen saman määrän energiaa kuin se saa Auringosta, se olisi sijoitettava 0,57 AU  :n etäisyydelle . eli Merkuriuksen ja Venuksen välillä aurinkokunnassa . _ Lisäksi tällaiselta etäisyydeltä katsottuna AT-mikroskooppi B näyttäisi lähes kolmanneksen pienemmältä kuin aurinkomme , kuten näemme sen maasta katsottuna - 0,34 °.

Tähtien moninaisuuden tutkimuksen historia

Vuonna 1920 tähtien kaksinaisuus löydettiin AB-mikroskoopin AT-järjestelmästä. Keskinäisen liikkeen havaitseminen kesti yli 80 vuotta. Toinen kaksinaisuus BC-järjestelmässä, ainakin optinen, löydettiin vuonna 1913 ja tähti "tulee" järjestelmään vuoden 1920 jälkeen ja AT Microscope -tähteä pidettiin kolmiosaisena. Washington Catalog of Visual Binaries -luettelon mukaan näiden komponenttien parametrit on annettu taulukossa [25] :

Yhteenvetona kaikki tiedot tähdestä, voimme sanoa, että tähdellä on satelliitti - AT Microscope B ja että tähdet liikkuvat yhdessä avaruudessa, eli tähdet eivät ole vain näkölinjassa, vaan ne ovat gravitaatioyhteydessä kuhunkin. muu. Kolmas komponentti on AT Microscope BC, jonka näennäinen magnitudi on 11,49 m ja joka on 2,1  tuuman etäisyydellä pääkomponentista [25] ja jonka parallaksi on 20 % [26] pienempi kuin AT-mikroskoopin A ja B komponenttien, ja on luultavasti vain etualan tähti.

Lisäksi tämä tähtipari sijaitsee fyysisesti lähellä punaista kääpiötähden AU-mikroskooppia (tähtien välinen etäisyys on 1,19  valovuotta [27] tai 46 400 ± 500  AU [8] ), mikä voi tarkoittaa, että ne muodostavat gravitaatioon sitoutuneen tähtijärjestelmän [5] . Siten kaikki nämä kolme tähteä voivat muodostaa laajan hierarkkisen kolminkertaisen järjestelmän, jossa pari AT-mikroskooppia pyörii AU-mikroskooppien ympärillä 10  miljoonan vuoden ajanjaksolla [8] . AU Microscope -AT Microscope -järjestelmän tuleva kohtalo on mitä todennäköisimmin rappeutuminen, varsinkin jos paikallisesti on paljon pimeän aineen subhaloja : seuralaisia ​​repeytyy nopeammin ja todisteet kaksoistähtijärjestelmän olemassaolosta katoavat.

Kaikki kolme tähteä ovat ehdokasjäseniä Beta Pictoris -liikkuvassa tähtiryhmässä , joka on yksi lähimmistä tähtien yhdistyksistä, joilla on yhteinen liike avaruudessa. Tämä ryhmä sijaitsee keskimäärin noin 100  sv:n etäisyydellä. vuotta (31  kpl ) Maasta, mutta hajallaan halkaisijaltaan noin 100  sv:n tilavuuteen. vuotta (31  kpl ). Tämän ryhmän ikäarviot vaihtelevat välillä 10-21  Ma [8] .

Tähden välitön ympäristö

Seuraavat tähtijärjestelmät ovat 20 valovuoden sisällä [27] AT Microscopen tähdestä (vain lähin tähti, kirkkain (<6,5 m ) ja huomionarvoiset 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 20 punaista , oranssia ja keltaista kääpiötä spektriluokista G, K ja M, joita ei sisällytetty luetteloon.

Muistiinpanot

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) / (3150 K) ≈ 920 nm , joka sijaitsee lähellä sähkömagneettisen spektrin infrapunaosa
3. ↑ Kulmahalkaisija (δ) lasketaan kaavalla: , jossa D S on tähden halkaisija ilmaistuna a. e .; d CZ on etäisyys asumisvyöhykkeestä

1. ↑ 1 2 3 van Leeuwen, F. ( marraskuu 2007 ), Uuden Hipparcos-reduktion validointi , Astronomy and Astrophysics osa 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:200788   
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 (englanniksi) V* AT Mic -- kaksi- tai monitähti , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident = V%2A+AT+Mic > . Haettu 25. helmikuuta 2015.   
3. ↑ Torres, CAO ( joulukuu 2006 ), Etsi nuoria tähtiä sisältäviä assosiaatioita (SACY). I. Näyte ja hakumenetelmä , Astronomy and Astrophysics V. 460 (3): 695–708 , DOI 10.1051/0004-6361:20065602   
4. ↑ 1 2 Nicolet, B. ( 1978 ) , Valosähköinen fotometrinen Luettelo homogeenisista mittauksista UBV-järjestelmässä, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, osa 34: 1–49   
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Caballero, JA ( marraskuu 2009 ), Tähtien kinemaattisten ryhmien ja erittäin laajojen binäärien välisen rajan saavuttaminen. Washingtonin kaksoistähdet , joilla on leveimmät kulmat   
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Kuudes visuaalisten binaaritähtien kiertoratojen luettelo  (englanniksi)  (linkki ei ole käytettävissä) . Haettu 27. kesäkuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 1. elokuuta 2017.
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 NIMI AT MIC A -- Korkean liikkeen tähti , Center de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ sim-id? Ident=%405485499&Name=NAME%20AT%20Mic%20A > . Haettu 27.1.2019.   
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 McCarthy, Kyle & White, Russel J. ( kesäkuu 2012 ), The Sizes of the Nearest Young Stars , The Astronomical Journal Vol . 143 (6 , ): 134 DOI 10.1088/0004-6256/143/6/134   
9. ↑ 1 2 3 4 A.T. Microscopii  . Internet Stellar -tietokanta .
10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 NIMI AT MIC B -- Korkean liikkeen tähti , Center de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ sim-id? Ident=%402340315&Name=NAME%20AT%20Mic%20B > . Haettu 27.1.2019.   
11. ↑ 1 2 Torres C. A. O., Quast G. R., Silva L. d., Reza R. d. l., Melo C. H. F., Sterzik M. Etsi nuoria tähtiä sisältäviä assosiaatioita (SACY)  (englanniksi) // Astron. Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2006. - Voi. 460, Iss. 3. - P. 695-708. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20065602 - arXiv:astro-ph/0609258
12. ↑ Malo L. , Doyon R. , Feiden G.A., Feiden G.A. , Albert L., Lafrenière D. , Artigau É. , Gagné J. , Riedel A. BANYAN. IV. Pienimassaisten tähtiehdokkaiden perusparametrit lähellä olevissa nuorissa tähtien kinemaattisissa ryhmissä - Isokronaalinen iän määritys magneettisten evoluutiomallien avulla  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2014. - Voi. 792, Iss. 1. - s. 37. - ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1088/0004-637X/792/1/37 - arXiv:1406.6750
13. ↑ SIMBAD Astronomical Database
14. ↑ AT Microscopii  (englanniksi)  (pääsemätön linkki - historia ) . Universumin opas .
15. ↑ Luyten, WJ ( huhtikuu 1926 ), Proper Motion Star with Variable Bright Lines, Harvard College Observatory Bulletin T. 835: 2–3   
16. ↑ V* AU Mic -- BY Dra -tyypin muuttuja , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=AU+Mic > . Haettu 27.1.2019.   
17. ↑ Humason , W.S.; Adams, ML & Joy, AH ( lokakuu 1927 ), Observations of Faint Spectra , Publications of the Astronomical Society of the Pacific, osa 39 (231): 365–369, DOI 10.1086/123777   
18. ↑ 1 2 3 4 Kunkel, William E. ( tammikuu 1973 ), Activity in Flare Stars in the Solar Neighborhood , voi. 25, s. 1–36 , DOI 10.1086/190263   
19. ↑ Švestka, Zdeněk ( helmikuu 1954 ), Huomautus kääpiötähdistä , voi. 5, s. neljä   
20. ↑ Kunkel, W.E. ( heinäkuu 1970 ), Flare Activity of -32 16135, YZ CMi ja LPM 63 , voi. 442, s. 1–11   
21. ↑ AT Mic  . GAISH .
22. ↑ Kukarkin , BV; Kholopov, P.N.; Kukarkina, NP & Perova, NB ( syyskuu 1972 ), 58. muuttuvien tähtien nimiluettelo , voi. 717, s. 1–36 Ks. 12.   
23. ↑ García-Alvarez, D .; Jevremovic, D.; Doyle, JG & Butler, CJ ( helmikuu 2002 ), suuren optisen soihdun havainnot ja mallintaminen AT Microscopiissa , voi. 383, s. 548-557 , DOI 10.1051/0004-6361:20011743   
24. ↑ Stepanov, A.V .; Tsap, Yu. T. & Kopylova, Yu. G. ( elokuu 2006 ), AT Micin pehmeät röntgenvärähtelyt: Flare plasma Diagnoss , Astronomy Letters , osa 32 (8): 569–573 , DOI 10.1134/S1063773706080081   
25. ↑ 1 2 Visiiriluettelomerkintä
26. ↑ TYC 7460-391-1 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%407416926&Name=TYC%207460-391-1 > . Haettu 27.1.2019.   
27. ↑ 1 2 tähteä 20 valovuoden etäisyydellä AT Microscopiista:  (eng.) . Internet Stellar -tietokanta .

Linkit

• AU ja AT Microscopii AB osoitteessa solstation.com