Gamma Perseus

Gamma Perseus (γ Perseus, Gamma Persei, γ Persei , forkortet gam Per, γ Per ), er en dobbeltstjerne i det nordlige stjernebillede Perseus . Gamma Perseus har en tilsyneladende stjernestørrelse på +2,93 m [2] og er ifølge Bortle-skalaen synlig med det blotte øje selv på den indre byhimlen ( engelsk  Inner-city ).

Fra målinger af parallakse opnået under Hipparcos- missionen [1] vides det, at stjernen er omkring 243  meter væk . år ( 75  pct . ) fra Jorden . Stjernen observeres nord for 37°S. sh. , altså synlig mod nord for ca. Northern ( New Zealand ), ca. Santa Maria og byen Coronel ( Chile ), region. Patagonien , øerne Tristan da Cunha og ca. Sankt Helena . Det bedste tidspunkt for observation er november [13] . Omkring 4° nord for Gamma Perseus er strålen fra den årlige Perseid- meteorregn [14] .

Gamma Perseus bevæger sig meget langsomt i forhold til Solen : dens radiale heliocentriske hastighed er næsten lig med 3  km/s [13] , hvilket er 30 % af hastigheden for de lokale stjerner på den galaktiske skive , og det betyder også, at stjernen er bevæger sig væk fra Solen . På himlen bevæger stjernen sig mod sydøst [15] .

Stjernenavn

Gamma Persei ( lat .  Gamma Persei ) er Bayers betegnelse for stjernen i 1603 [15] . Selvom stjernen har betegnelsen ν ( Gamma  er det 3. bogstav i det græske alfabet ), er stjernen selv den 5. lyseste i stjernebilledet . 23 Persei ( latiniseret variant af lat.  23 Persei ) er Flamsteeds betegnelse [15] .

Gamma Persei udgør sammen med Delta Persei , Psi Persei , Sigma Persei , Alpha Persei og Eta Persei asterismesegmentet Persei [16] .

I kinesisk astronomi trådte stjernen ind i stjernebilledet天船( Tiān Chuán ), der betyder " mave "og henviser til Skyboat-asterismen bestående af Eta Persei , Gamma Persei, Alpha Persei , Psi Persei , Delta Persei , 48 Persei , Mu Persei og HD 27084 [17] . Derfor er det kinesiske navn for Gamma Perseus天船二( Tiān Chuán èr , den  anden stjerne i himmelbåden ) [18] .

Betegnelserne for komponenterne som Gamma Persei Aa, Ab og AB følger af den konvention, der blev brugt af Washington Visual Double Star Catalog (WDS) for stjernesystemer og vedtaget af International Astronomical Union (IAU) [19] .

Egenskaber for en dobbeltstjerne

Gamma Persei er et bredt par stjerner. Teleskopet viser, at der er tale om to stjerner, hvis lysstyrke er +3,60 m og +3,80 m [8] . Begge stjerner er adskilt fra hinanden med en vinkelafstand på 0,144  " [7] , hvilket svarer til kredsløbets semi-hovedakse mellem ledsagerne på mindst 8,315  AU og en omløbsperiode på mindst 5329,8  dage [20] eller 14,6  år [7] (til sammenligning er radius af Saturns kredsløb 9,54  AU og omdrejningsperioden er 29,46  år ) Banen har en ret stor excentricitet , som er 0,785 [7] (næsten det samme som Beta ) Vædderen ) I processen med at rotere rundt om hinanden nærmer stjernerne sig således enten i en afstand på 1,78  AU (det vil sige næsten til Mars kredsløb ( 1,52  AU ), og bevæger sig derefter væk i en afstand på 14,8 AU  (det vil sige cirka til et punkt halvvejs mellem Saturns ( 9,54  AU ) og Uranus ( 19,22  AU ) kredsløb. Hældningen i systemet er ret stor og udgør 90,9 ° [7 ] , det vil sige stjernerne i Gamma Perseus-systemet roterer "liggende på deres sider", set fra Jorden ... Periastron- epoken , det vil sige året, hvor stjernerne nærmede sig hinanden på en minimumsafstand - 2019 .

Formørkelsen i Gamma Persei-systemet blev første gang observeret i 1990 og varede i to uger [21] . Under formørkelsen passerede det primære element, det vil sige Gamma Persei Aa, foran det sekundære, det vil sige Gamma Persei Ab, som et resultat af hvilket systemets lysstyrke faldt med 0,55 m [22] [23] . Den næste formørkelse i Gamma Persei-systemet var i 2005 , men på det tidspunkt var stjernen så tæt på Solen , at det var meget svært at se den [21] . Den næste formørkelse i systemet blev observeret i 2019 .

Massevurderinger for begge stjerner er meget usikre:

• under anvendelse af speckle-interferometri opnåede McAlister ( 1982 ) masseestimater på 4,73  for den primære og 2,75  for den sekundære. Han bemærkede, at masseestimatet var for højt til den givne spektrale klassificering [24] ;
• Martin og Mignard ( 1998 ) bestemte masserne for begge komponenter ud fra Hipparcos missionsdata : 5,036±0,951  for den primære og 2,295±0,453  for den sekundære. De anerkender, at banens høje hældning resulterede i en stor fejl [25] ;
• Prieto og Lambert ( 1999 ) gav et masseestimat på 3,81  for den primære [26] , mens Pizzolato og Maggio ( 2000 ) gav 4,34  [4] ;
• Ling et al. ( 2001 ) opnåede estimater på 2,7  [4] for den primære komponent og 1,65  for den sekundære [7] .

Hvis vi ser fra retningen af ​​Gamma Perseus Aa til Gamma Perseus Ab, så vil vi se en hvid-gul stjerne, der skinner med en lysstyrke på -26,96 m , det vil sige med en lysstyrke på 1,22 af Solens lysstyrke (på gennemsnit, afhængig af placeringen af ​​stjerner i kredsløb). Desuden vil stjernens vinkelstørrelse (i gennemsnit) være - ~ 0,11 ° [b] , hvilket er 22 % af vores sol. På den anden side, hvis vi ser fra retningen af ​​Gamma Persei Ab til Gamma Persei Aa, så vil vi se en gul stjerne, der skinner med en lysstyrke på -28,25 m , det vil sige med en lysstyrke på 4,00 af Solens lysstyrke . Desuden vil stjernens vinkelstørrelse (i gennemsnit) være - ~ 0,66 ° [b] , hvilket er 133 % af vores sols diameter. Mere nøjagtige parametre for stjernerne er angivet i tabellen:

	Ved periastron ( 1,78  AU )				Ved apoaster ( 14,8  AU )
	m		D° [b]	%	m		D° [b]	%
A→B	-30.31	26.6	~0,5	~100 %	-25,71	0,38	~0,06	12,6 %
B→A	-31,60	87,19	~3.1	~621 %	-27.00	1,26	~0,37	~75 %
m er den tilsyneladende stjernestørrelse ;  - lysstyrke, udtrykt i solens lysstyrker ; D° er stjernens vinkeldiameter udtrykt i grader ( Solens vinkeldiameter  er 0,5°); %  er stjernens diameter udtrykt som en procentdel af Solens diameter ;

Aa komponentegenskaber

Gamma Perseus Aa - at dømme efter dens spektraltype G8III [9] [27] (svarende til den sekundære komponent af Capella ) er en udviklet gul kæmpe , da dens masse er 2,7  [7] , det vil sige i stedet for brint, kernebrændsel "i stjernens kerne tjener den allerede som helium , og selve stjernen er nedstammet fra hovedsekvensen . Stjernen vil i dette tilfælde udstråle energi fra sin ydre atmosfære ved en temperatur på omkring 5170  K [10] , hvilket vil give den den karakteristiske gule farve som en stjerne af spektraltype G .

På grund af stjernens høje lysstyrke kan dens radius måles direkte, og det første forsøg af denne art blev gjort i 1922 [28] , og da stjernen er binær , blev radius af den klareste komponent højst sandsynligt målt. Data om disse målinger er angivet i tabellen.

År	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
1922	3,08	F5+A3	3.2	6.6	[28]
1969	3,29	G8III	3.1	—	[29]

Vi ved nu, at baseret på værdien af ​​overfladetyngdekraften , hvis værdi er 2,83  CGS eller 6,76 m/s 2 , bør stjernens radius være 10,37  , det vil sige, at begge målinger generelt var tilstrækkelige, men ikke nøjagtige. Ud fra stjernens temperatur og radius ved hjælp af Stefan-Boltzmann-loven kan du finde ud af, at lysstyrken af ​​Gamma Perseus Aa er omkring 68,8  .

Rotationshastigheden for Gamma Perseus Aa er næsten 25 gange større end solenergien og er lig med 50  km/s [ 4] , hvilket giver stjernens rotationsperiode - 5,35 dage [4] .

Desværre kendes systemets nuværende alder ikke, men man ved, at stjerner med en masse på 2,7  [7] lever på hovedsekvensen i omkring 620  millioner år . Også, at dømme efter dens masse, blev stjernen født som en blå-hvid dværg , spektral type B9V [30] . Stjernen er i øjeblikket en gul kæmpe og dermed bliver Gamma Persei Aa en rød kæmpe om få millioner år . Desuden kan den i denne fase af dens eksistens absorbere Gamma Perseus Ab, muligvis ved at frembringe et glimt, der ligner en ny stjerne , og derefter, når den taber dens ydre skaller, vil den blive en hvid dværg .

Ab-komponentegenskaber

Stjernen Gamma Perseus Ab er en hvid-gul dværg af spektralklassen A2V [9] , det vil sige, at brint i stjernens kerne tjener som kerne "brændstof", og selve stjernen er på hovedsekvensen . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en temperatur på omkring 7895  K [7] , hvilket vil give den den karakteristiske hvid-gule farve som en hovedsekvensstjerne af spektraltype A . En stjernemasse lig med 1,65  [7] er mere typisk for dværge af spektralklassen A9V , hvilket betyder, at stjernen er under udvikling: dens temperatur stiger, dens radius øges, og nu skulle den være lig med 1,75  [30] . Ud fra stjernens temperatur og radius kan man ved hjælp af Stefan-Boltzmann-loven finde ud af, at deres lysstyrke er i størrelsesordenen 9,5  .

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

I 1831 opdagede D. Herschel Gamma Perseus- dualiteten , det vil sige, han opdagede AB-komponenten, og stjernerne blev inkluderet i katalogerne som HJ 2170 [c] . Så i 1955 opdagede R. Wilson , baseret på optegnelser fra 1939 , at komponent A er en spektroskopisk dobbeltstjerne, og stjernen blev inkluderet i katalogerne som WRH 29 [d] . Ifølge Washington Catalog of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [8] [31] :

Sammenfattende alle oplysninger om stjernen kan vi sige, at stjernen Gamma Perseus har en ledsager (komponent Aa, Ab), en stjerne af 4. størrelsesorden, placeret i en meget lille vinkelafstand , som han ændrede, bevæger sig i en elliptisk bane , gennem de sidste næsten 100 år, og han er uden tvivl en rigtig følgesvend. I nærheden er en stjerne af 11. størrelsesorden (komponent AB), der ligger i en vinkelafstand på 56,80  buesekunder, og som efter dens bevægelse at dømme ikke er inkluderet i Gamma Perseus-systemet, idet den blot er en baggrundsstjerne, der ligger på sigtelinjen .

Noter

1. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
2. ↑ 1 2 3 4 Vinkeldiameter (δ) beregnes ved hjælp af formlen: , hvor R S er stjernens radius, udtrykt i a. e .; d S er afstanden til stjernen, udtrykt i a. e.
3. ↑ HJ - link til D. Herschels katalog , 2170 - postnummer i hans katalog
4. ↑ WRH er et link til R. Wilsons katalog, og 29 er nummeret på posten i hans katalog

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( november 2007 ), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0003:7078:7078 
2. ↑ 1 2 3 4 Johnson, HL; Iriarte, B.; Mitchell, R.I. & Wisniewskj, W.Z. ( 1966 ), UBVRIJKL fotometri af de klare stjerner, Communications of the Lunar and Planetary Laboratory  (engelsk) bind 4 (99): 99 
3. ↑ Wilson, Ralph Elmer ( 1953 ), General Catalogue of Stellar Radial Velocities, Washington ( Washington  : Carnegie Institution of Washington ) 
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 Pizzolato, N.; Maggio, A. & Sciortino, S. ( september 2000 ), Evolution af røntgenaktivitet af 1-3 M solstjerner af sen type i tidlige post-main-sekvens faser, Astronomy and Astrophysics  (Eng.) Vol. 361: 614-628 
5. ↑ 1 2 * gam Per -- Eclipsing binær af Algol-type , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Gamma+Persei > . Hentet 9. december 2019. Arkiveret 3. oktober 2020 på Wayback Machine   
6. ↑ Samus, N.N.; Durlevich, O.V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013  )  // VizieR Online Data Catalog: B/gcvs. Oprindeligt udgivet i: 2009yCat....102025S : journal. – 2009 . — Bd. 1 . - .
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Ling, JF; Magdalena, P. & Prieto, C. ( oktober 2001 ), Perturbations by Mass Loss in the Orbital Elements of γ Persei and α Centauri, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica  (engelsk) bind 37: 179–186 
8. ↑ 1 2 3 4 HJ 2170 : Katalogindgang i Washington Double Star Katalog  . Hentet 7. marts 2020. Arkiveret fra originalen 22. marts 2016.
9. ↑ 1 2 3 4 Malkov, O. Yu.; Tamazian, V.S.; Docobo, JA; Chulkov, DA Dynamiske masser af en udvalgt prøve af orbitale binære filer  (engelsk)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2012. - Bd. 546 . — P. A69 . - doi : 10.1051/0004-6361/201219774 . - .
10. ↑ 1 2 3 McWilliam, Andrew ( december 1990 ), Højopløsningsspektroskopisk undersøgelse af 671 GK-giganter , Astrophysical Journal Supplement Series  bind 74: 1075–1128 , DOI 10.1086/191527 
11. ↑ 1 2 Massarotti A., Latham D. W. , Stefanik R. P., Fogel J. Rotations- og radiale hastigheder for en prøve af 761 Hipparcos-giganter og binaritetens rolle  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2007. - Vol. 135, Iss. 1. - S. 209-231. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/135/1/209
12. ↑ McWilliam A. Spektroskopisk undersøgelse med høj opløsning af 671 GK-giganter. I - Stellar atmosfære parametre og overflod  (engelsk) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1990. - Vol. 74. - P. 1075-1128. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/191527
13. ↑ 12 H.R. 915 . Katalog over Bright Stars . Hentet 7. marts 2020. Arkiveret fra originalen 6. februar 2020. (Russisk)
14. ↑ Burnham, Robert ( 1978 ), Burnhams himmelske håndbog: en observatørs guide til universet hinsides solsystemet , bind. 3 (2. udgave), Dover-bøger, der forklarer videnskab, Courier Dover Publications , s. 420, ISBN 0486236730 , < https://books.google.com/books?id=PJzIt3SIlkUC&pg=PA1420 > Arkiveret 28. september 2021 på Wayback Machine 
15. ↑ 1 2 3 Gamma Persei (23 Persei A)  Stjernefakta . Univers guide . Arkiveret fra originalen den 27. april 2019.
16. ↑ Allen, Richard Hinckley . Stjernenavne: deres historie og betydning . — Genoptryk . - New York City , NY : Dover Publications Inc., 1963. - s  . 318 . - ISBN 0-486-21079-0 .
17. ↑ (kinesisk)中國星座神話, skrevet af 陳久金. Udgivet af 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 . 
18. ↑ (kinesisk) Engelsk-kinesisk ordliste over kinesiske stjerneområder, asterismer og stjernenavn Arkiveret 10. august 2010 . , Hong Kong Space Museum . Tilgået på nettet 23. november 2010. 
19. ↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. (2010), Om navnekonventionen brugt til flere stjernesystemer og ekstrasolare planeter, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
20. ↑ Pourbaix, D. & Boffin, HMJ ( februar 2003 ), Reprocessing the Hipparcos Intermediate Astrometric Data of spectroscopic binæres. II. Systemer med en gigantisk komponent , Astronomy and Astrophysics  bind 398 (3): 1163–1177 , DOI 10.1051/0004-6361:20021736 
21. ↑ 1 2 GAMMA PER (Gamma Persei)  (engelsk) . Jim Kaller, Stars . Hentet 7. marts 2020. Arkiveret fra originalen 14. januar 2020.
22. ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, EA & Torra, J. ( februar 2006 ), A catalog of eclipsing variables , Astronomy and Astrophysics bind 446 (2): 785–789 , DOI 10.1051/0004-6361:20053137 
23. ↑ gam Per  . GAISH .
24. ↑ McAlister, HA ( marts 1982 ), Masser og lysstyrker for de gigantiske spektroskopiske/splettede interferometriske binære grupper gamma Persei og phi Cygni , Astronomical Journal vol  . 87: 563–569 , DOI 10.1086/113130 
25. ↑ Martin, C. & Mignard, F. ( februar 1998 ), Massebestemmelse af astrometriske binære med Hipparcos. II. Udvælgelse af kandidater og resultater, Astronomy and Astrophysics , vol  . 330: 585–599 
26. ↑ Allende Prieto, C. & Lambert, DL ( 1999 ), Grundlæggende parametre for nærliggende stjerner fra sammenligningen med evolutionære beregninger: masser, radier og effektive temperaturer, Astronomy and Astrophysics 352  : 555–562 
27. ↑ Ginestet, N. & Carquillat, JM ( december 2002 ), Spektralklassificering af de varme komponenter i en stor prøve af stjerner med sammensatte spektre og implikation for de absolutte størrelser af de seje supergigantiske komponenter , The Supplement Series Astrophysical Journal V. 143 (2): 513-537 , DOI 10.1086/342942 
28. ↑ 1 2 CADARS katalogindgang: recno=  1129 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
29. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  1130 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
30. ↑ 1 2 Silaj , J.; Jones, C.E.; Sigut, TAA & Tycner, C. ( november 2014 ), The Hα Profiles of Be Shell Stars , The Astrophysical Journal vol . 795 (1): 12, 82 , DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82   
31. ↑ g Persei  . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 7. marts 2020. Arkiveret fra originalen 17. februar 2022.

Links

• Billede af Gamma  Perseus