Tämä Jousimies

Tämä Jousimies (Eta Sagittarii, Eta Sgr, η Sagittarii, η Sgr) on kaksinkertainen tähtijärjestelmä eteläisessä horoskoopissa Jousimiehen tähdistössä . Parallaksimittausten perusteella sen voidaan laskea olevan 146 valovuoden etäisyydellä Maasta [3] . Venäjän alueella tähti näkyy maan eteläosassa, alkaen 54. pohjoisesta leveydestä, hyvin matalalla horisontin yläpuolella. Laskeutumaton tähti on leveysasteilla 54. eteläisen leveyspiirin eteläpuolella , eli vain Etelämantereen mantereella ja Tierra del Fuegossa .

Otsikko

Tällä Jousimiehellä on 2 historiallista nimeä: arabiaksi - Sefdar (الصفدر al-safdar, "raivoinen soturi") ja latinaksi - Ira Furoris (Ira Furoris, "palava raivo" [11] . Vuoteen 1928 asti , jolloin tähdistöjen rajat tarkistettiin , tähti oli osa tähtikuvioteleskooppia ja sen nimi oli "Beta Telescope " (β Tel). Intiassa , jossa osa Jousimiehen tähdistöstä edustaa norsua, tämä tähti muodostaa hännän [12] . Yhdessä γ Jousimies , δ Jousimies ja ε Jousimies kanssa on myös arabiankielinen nimi Al Naʽām al Wārid (النعم الوارد): "strutsit piilottavat päänsä hiekkaan" [13] .

Fyysiset ominaisuudet

Jousimiehen tähdistössä on niin paljon loistavia tähtiä, että monet melko kirkkaat tähdet yksinkertaisesti "kadotetaan" ja jätetään huomiotta: η Jousimies, joka on tähdistön eteläreunalla, on yksi niistä. Tämä Jousimies on jättimäinen punainen tähti , jonka spektrityyppi on M (M3.5III [14] ), joka erottuu kuumista sinivalkoisista naapuritähtistä. Sen kirkkaus saavuttaa kolmannen magnitudin (3 m .11), ja se itse sijaitsee 45 parsekin etäisyydellä Maasta . Sen tarkkaa lämpötilaa ei tiedetä, mutta yleensä M3.5 spektrityypin tähdillä on melko kylmä pintalämpötila - 3600 K . Ottaen huomioon, että merkittävä osa säteilystä osuu infrapuna-alueelle , voidaan laskea, että sen valoisuus on 585 kertaa suurempi kuin auringon ja säde on 62 kertaa suurempi kuin auringon (0,29 AU : kolme neljäsosaa auringon halkaisijasta). Merkuriuksen kiertorata ) [1] .

Vaikka tähtitieteessä sitä kutsutaan " punaiseksi jättiläiseksi " tähdeksi, sen väri on oranssimpi. Sen massa on noin 1,5 kertaa suurempi kuin auringon massa , sen ikä on kolme miljardia vuotta. Tähti aloitti elämänsä spektrityypin F (todennäköisesti F3) keltaisena kääpiönä . Tähtien evoluution näkökulmasta se on todennäköisimmin asymptoottisella jättiläishaaralla , ja siinä on joko kuollut heliumydin tai inertti hiilestä ja hapesta koostuva ydin ja ytimen ympärillä oleva kuori , jossa helium palaa hiileksi [15] ] . Useimmat näistä tähdistä ovat erittäin epävakaita, ja niiden kirkkaus eroaa ainakin jossain määrin [1] .

Vaihtuvuus

Tämä Jousimies on epäsäännöllinen muuttuva tähti ja luokitellaan "LB-tähdeksi". Sen kirkkaus vaihtelee satunnaisesti välillä 3 m , 08 ja 3 m ,12, ts. kokonaismuutos on noin neljä prosenttia, mikä ei riitä paljaalla silmällä havaittavaksi [1] .

Seuralaiset ja seuralaiset

3,6 kaarisekunnin etäisyydellä tähdestä on kahdeksannen magnitudin kumppani (7 m .8) - η Sagittarii B, jonka amerikkalainen tähtitieteilijä S. W. Burnham huomasi ensimmäisenä vuonna 1879 . Molemmilla tähdillä on sama oikea liike ja ne ovat todennäköisesti gravitaatiosidonnaisia ​​toisiinsa [8] . Valoisuutensa perusteella sen pitäisi olla spektrityypin F kääpiö (todennäköisesti F7 [1] ), jonka massa on 1,3 kertaa Auringon massa. Noin 3 miljardin vuoden kuluttua siitä kehittyy myös punainen jättiläinen , ja kuorinsa irrottamisen jälkeen siitä tulee valkoinen kääpiö .

Satelliitti on vähintään 165 AU:n päässä. päätähdestä ja kestää vähintään 1270 vuotta tehdä täydellinen vallankumous jättiläisen ympärillä. Eta Sagittarii A:n läheisyydestä katsottuna satelliitti loistaa kahden täydenkuun kirkkaudella , kun taas satelliitin läheltä katsottuna punainen jättiläinen näyttää 12 minuutin kaaren levyltä (20 prosenttia kulman koosta Auringosta Maasta katsottuna ) , ja se loistaa 155 täydenkuun kirkkaudella [ 1 ] .

Tällä Jousimiesellä on kaksi optista kumppania , joihin se ei todennäköisesti ole fyysisesti yhteydessä [16] . Ensimmäinen näistä on tähti, jonka suuruus on 10, kulmaetäisyydellä 93 kaarisekuntia ja jonka sijaintikulma on 303°. Toinen on vielä himmeämpi tähti, jonka magnitudi on 13 ja joka sijaitsee 33 kaarisekunnin kulmaetäisyydellä ja jonka sijaintikulma on 276° [8] .

Linnunradassa tähti on galaksin vanhan kiekkoalijärjestelmän jäsen [ 4] . Itse tähti liikkuu eteläisen kruunun tähtikuvion suuntaan ja ylittää sen rajan noin vuonna 6300 [17] .

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Kaler, James B., Eta Sagittarii , Illinoisin yliopisto Urbana-Champaignissa , < http://stars.astro.illinois.edu/sow/etasgr. html > Arkistoitu 29. huhtikuuta 2019 Wayback Machinessa 
2. ↑ Wilson, RE (1953), tähtien säteittäisten nopeuksien yleinen katalogi , Carnegie Institute of Washington DC 
3. ↑ 1 2 3 4 van Leeuwen, F. (2007), Uuden Hipparcos-reduktion validointi , Astronomy and Astrophysics osa 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:2007833 
4. ↑ 12 Mennessier , MO; Mowlavi, N.; Alvarez, R. & Luri, X. (2001), Pitkäaikaiset muuttuvat tähdet: galaktiset populaatiot ja infrapunavaloisuuden kalibroinnit , Astronomy and Astrophysics , osa 374: 968–979 , DOI 10.1051/0004-6361:200107 
5. ↑ 1 2 Nicolet, B. (1978), Fotoelektrinen fotometrinen UBV-järjestelmän homogeenisten mittausten luettelo, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, osa 34: 1–49 
6. ↑ HD 167618 -- Variable Star , < http://simbad.u-strasbg.fr/sim-id.pl?protocol=html&Ident=eta+sagittarii > Arkistoitu 10. joulukuuta 2019 Wayback Machinessa 
7. ↑ η - Eta Sagittarii  (italia) . .Carta del cielo stellato: emisfero nord . Arkistoitu alkuperäisestä 2. kesäkuuta 2014.
8. ↑ 1 2 3 4 Burnham, Robert (1978), Burnham's Celestial Handbook: tarkkailijan opas aurinkokunnan ulkopuolella olevaan maailmankaikkeuteen , voi. 3 (2. painos), Dover-kirjoja, jotka selittävät tiedettä, Courier Dover Publications, ISBN 0-486-23673-0 , < https://books.google.com/books?id=PJzIt3SIlkUC&pg=PA1564 > 
9. ↑ Houk N. HD-tähtien kaksiulotteisten spektrityyppien luettelo, osa. 3 - 1982. - T. 3. - S. 0.
10. ↑ Jousimies . Arkistoitu alkuperäisestä 4. joulukuuta 2013. (Venäjän kieli)
11. ↑ O'Meara, Stephen James (2011), Deep-Sky Companions: The Secret Deep , Cambridge University Press , s. 341, ISBN 0-521-19876-3 , < https://books.google.com/books?id=v859bKO0A4gC&pg=PA341 > 
12. ↑ Allen, RH Tähtienimet: heidän tarinansa ja merkitys . - Uusintapainos. - New York: Dover Publications Inc, 1963. - s. 355. - ISBN 0-486-21079-0 .
13. ↑ Houk, Nancy (1979), Michiganin HD-tähtien kaksiulotteisten spektrityyppien luettelo , voi. 3, Ann Arbor, Michigan: Dept. tähtitiede, Michiganin yliopisto 
14. ↑ Eggen, Olin J. (1992), Asymptoottiset jättiläishaaratähdet lähellä aurinkoa , The Astronomical Journal , osa 104 (1): 275–313 , DOI 10.1086/116239 
15. ↑ η Sagittarii  (englanniksi)  (linkkiä ei ole saatavilla) . B.S.C. _ Arkistoitu alkuperäisestä 2. marraskuuta 2015.
16. ↑ Moore, Patrick & Rees, Robin (2011), Patrick Moore's Data Book of Astronomy , Cambridge: Cambridge University Press , s. 296, < https://books.google.com/books?id=2FNfjWKBZx8C > Arkistoitu 18. huhtikuuta 2019 Wayback Machinessa