Tämä Ophiuchus

Tämä Ophiuchus (η Ophiuchi, η Oph, η Ophiuchus, Sabik , Sabik [14] ) on kaksoistähti Ophiuchuksen tähdistössä . Nimi Sabik tulee arabiasta ja viittaa "ennen", ja sen on liityttävä Sabikin asemaan tähtivirran lopussa tähtikuvion alapuolella [8] .

Koska Sabik on toisen suuruusluokan tähti (2,43 m ) ja Ophiuchuksen toiseksi kirkkain tähti Ras Alhaguen ( Alpha Ophiuchus ) jälkeen, hän sai silti nimen Eta Bayeriltä . Poikkeama johtuu Bayerin kreikkalaisilla kirjaimilla kirjoitetusta merkinnästä, ei niinkään tähtikuvion tähtien kirkkauden järjestyksessä, vaan sijainnin järjestyksessä: Alfa , Beta ja Gamma sijaitsevat rönsyilevän hahmon pohjoispäässä. , kun taas Delta Etan kautta muodostaa käärmeen. Subic on tähdistön eteläisin tähti [8] . Vuonna 2016 Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto järjesti tähtien nimiä käsittelevän työryhmän (WGSN) [15] tähtien nimien luetteloimiseksi ja standardoimiseksi. WGSN hyväksyi tälle tähdelle nimen Sabik 21. elokuuta 2016 , ja se kirjattiin IAU :n tähtien nimien luetteloon [ 14] .

Ominaisuudet

Tämä Ophiuchus on binäärijärjestelmä, jota on vaikea selvittää amatööriteleskoopeissa ja jonka todellinen luonne on määritetty edistyneemmillä menetelmillä. Ensisijainen tähti on itse asiassa vain hieman suurempi ja kuumempi kuin kumppaninsa. Jokainen tähti on yksittäin melko yleinen spektrityypin A pääsarjan tähti , mutta kaksoistähtenä ne ovat melko epätavallisia. Jokainen tähti pyörii yhteisen massakeskuksen ympärillä erittäin elliptisellä kiertoradalla , mikä tekee planeettojen muodostumisen epätodennäköiseksi tässä järjestelmässä. On totta, että jotkin tähtiä koskevat tiedot ovat epätarkkoja [8] .

Tähdet kiertävät toistensa ympäri kiertoradalla, jonka jakso on 88 vuotta. Suurin kiertoradan kulmakoko on vain 1,3 kaarisekuntia , ja se on yleensä paljon lähempänä sitä. 88 valovuoden etäisyydeltä (eli Auringosta ) 1,3 sekuntia vastaa 33,5 AU:ta . e. , joka on hieman kauempana kuin Neptunus on poistettu auringosta . Järjestelmän epätavallisin puoli on erittäin korkea kiertoradan epäkeskisyys 0,94, mikä tarkoittaa, että tähdet lähestyvät toisiaan 2 AU:n etäisyydellä. (joka on 0,5 AU kauempana kuin etäisyys Auringosta Marsiin ) ja sitten, 44 vuotta myöhemmin, eroavat 65 AU:lla. (joka on yli 1,5 kauempana kuin Pluto on Auringosta ). Tällaisen kiertoradan aiheuttamat gravitaatiohäiriöt tekisivät planeetoista mahdottomaksi (eikä todellakaan ole todisteita tähtien ympärillä olevasta pölystä muodostuneiden planeettojen olemassaolosta) [8] .

Loput tähdet ovat melko tavallisia. Kirkkaamman tähden lämpötila on noin 8 900  K , sen kirkkaus on 35 kertaa Auringon säde ja 2,5 kertaa auringon säde . Viileämpi tähti on 300  K kylmempi ja 21 kertaa kirkkaampi , 2,0 kertaa kirkkaampi kuin Aurinko . Tähtien massat voidaan laskea niiden kirkkaudesta ja lämpötilasta, mikä antaa 2,3 ja 2,0 auringon massaa kirkkaammalle ja himmeämmälle tähdelle, tai Keplerin kolmannesta sääntöstä , joka antaa 4,8 auringon massan summan [8] .

On olemassa todisteita siitä, että yhdellä tai molemmilla tähdillä on lisääntynyt metallisuus , mikä on melko epätavallista hitaasti pyöriville A-luokan tähdille (vain noin 30 km/s ), mikä johtuu kemiallisesta diffuusiosta tähtien ilmakehässä [8] .

Tämä Ophiuchus on Uranus -planeetan pohjoinen napatähti [8] .

Kiinassa tähtitiede

Kiinalaisessa perinteessä tätä tähteä pidetään osana天市左垣( Tiān Shì Zuǒ Yuán ), joka tarkoittaa "taivaallisen markkinan vasenta seinää", joka viittaa asterismiin, jotka edustavat Kiinan yhtätoista vanhaa valtakuntaa, jotka merkitsevät Kiinan vasenta rajaa. seinä, joka koostuu Eta Ophiuchista , Delta Herculesista , Lambda Herculesista , Mu Herculesista , Omicron Herculesista , 112 Herculesista , Zeta Eaglesta , Theta Serpensistä , Eta Serpensistä , Nu Ophiuchista ja Xi Serpensistä [16] . Tästä syystä Eta Ophiuchus itse tunnetaan nimellä天市左垣十一( Tiān Shì Zuǒ Yuán shíyī , eng.  The Eleventh Star of Left Wall of Heavenly Market Enclosure ), mikä tarkoittaa "Taivaallisen markkina-aitauksen vasemman seinän yhdestoista tähti". ) ja edustaa vastaavasti Songin [17] [18] .

Nimetty Sabikin mukaan

Subicin mukaan nimetty Yhdysvaltain laivaston rahtilaiva.

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 3 4 5 van Leeuwen, F. (marraskuu 2007), Uuden Hipparcos-reduktion validointi , Astronomy and Astrophysics osa 474 (2): 653-664 , DOI 10.1051/0004-60363:5004-60363  
2. ↑ Tietokantamerkintä Sabikille 
3. ↑ 1 2 3 4 Hoffleit , D.; Warren, Jr., W.H. Entry for H.R. 2491 . Bright Star Catalogue, 5. tarkistettu painos. (Alustava versio) . CDS (1991). ID V/50 .   (määrätön)
4. ↑ Wilson, Ralph Elmer ( 1953), tähtien säteittäisten nopeuksien yleinen katalogi, Washington (Washington: Carnegie Institution of Washington): 0  
5. ↑ Gray, R.O .; Corbally, CJ; Garrison, RF; McFadden, M.T.; Bubar, EJ; McGahee, CE; O'Donoghue, A.A.; Knox, ER Contributions to the Nearby Stars (NSStars) Project: Spectroscopy of Stars Aiemmin kuin M0 40 pc:n sisällä - The Southern Sample //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Voi. 132 . - s. 161 . - doi : 10.1086/504637 . - . - arXiv : astro-ph/0603770 .   
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Docobo , JA & Ling, JF (huhtikuu 2007), 14 visuaalisen kaksoistähden kiertoradat ja järjestelmämassat varhaistyyppisillä komponenteilla , The Astronomical Journal, osa 133 (4): 1209 , DOI 1216 10.1086/511070  
7. ↑ 1 2 Näennäisestä magnitudista ja parallaksista
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Kaler, James B. (Jim) (2004), SABIK (Eta Ophiuchi) , Illinoisin yliopisto , < http://stars.astro.illinois.edu/sow /sabik.html > 
9. ↑ Royer , F.; Zorec, J. & Gómez, AE (helmikuu 2007), A-tyypin tähtien pyörimisnopeudet. III. Nopeusjakaumat , Astronomy and Astrophysics V. 463 (2): 671-682 , DOI 10.1051/0004-6361:20065224  
10. ↑ Gray R. O., Corbally C. J., Garrison R. F., McFadden M. T., Bubar E. J., McGahee C. E., O'Donoghue A. A., Knox E. R. Contributions to the Nearby Stars (NSStars) Project: E-The Samtroscopy within MPCn-The E-The Samtroscopy within 40 Starsplen  (englanniksi) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2006. - Voi. 132, Iss. 1. - s. 161-170. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/504637 - arXiv:astro-ph/0603770
11. ↑ Zorec J., Royer F. A-tyypin tähtien pyörimisnopeudet. IV. Pyörimisnopeuksien kehitys  (englanniksi) // Astron. Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2012. - Voi. 537. - s. 120-120. - klo 22 — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201117691 - arXiv:1201.2052
12. ↑ Royer F., Grenier S., M.-O. Baylac, Gómez A.E., Zorec J. A-tyypin tähtien pyörimisnopeudet pohjoisella pallonpuoliskolla. II. Measurement of v sini  (englanniksi) // Astron. Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2002. - Voi. 393, Iss. 3. - P. 897-911. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20020943 - arXiv:astro-ph/0205255
13. ↑ Royer F., Zorec J., Gómez A. E. A-tyypin tähtien pyörimisnopeudet. III. Nopeusjakaumat  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2007. - Voi. 463, Iss. 2. - P. 671-682. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20065224 - arXiv:astro-ph/0610785
14. ↑ 1 2 IAU:n  tähtinimiluettelo .
15. ↑ IAU Working Group on Star Names (WGSN) , International Astronomical Union , < https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/ >  
16. ↑ (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 . 
17. ↑ (kiina)香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表(linkki ei saatavilla) . Haettu 28. toukokuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 18. elokuuta 2010. , Hongkongin avaruusmuseo. Käytetty verkossa 23. marraskuuta 2010.   (määrätön) 
18. ↑ (Kiina) Englanti-kiinalainen sanasto Kiinan tähtialueista, asterismista ja tähden nimistä (linkki ei ole käytettävissä) . Haettu 28. toukokuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2010. , Hongkongin avaruusmuseo. Käytetty verkossa 23. marraskuuta 2010.   (määrätön)