Zeta Skytten

Zeta Skytten ( ζ Skytten , Zeta Sagittarii , ζ Sagittarii , forkortet Zeta Sgr , ζ Sgr ) er et flerstjernet system i stjernebilledet Skytten .

Selvom stjernen har betegnelsen Zeta (6. bogstav i det græske alfabet ), er selve stjernen den 3. lyseste i stjernebilledet, efter Epsilon Sagittarius (1,79 m ) og Sigma Skytten (+2,05 m ). Stjernen har en tilsyneladende stjernestørrelse på +2,59 [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 88 ± 2  ly væk. år ( 27,0 ± 0,6  pct . ) fra Jorden . Stjernen observeres syd for 61°N. sh. , det vil sige syd for Aberdeen ( 57°N ), Oslo ( 59°N ), St. Petersborg ( 59°N ). Stjernen Zeta Sagittarii har en stor sydlig deklination, og derfor er stjernen synlig på de mellemste breddegrader i Rusland meget lavt over horisonten. Det bedste tidspunkt for observation er juli , hvor det er synligt i de sydlige regioner af Rusland [10] .

Zeta Skytten bevæger sig med en hastighed 2 gange hurtigere i forhold til Solen end resten af ​​stjernerne: dens radiale heliocentriske hastighed er +22  km/s [10] [3] , hvilket er 2,2 gange hurtigere end hastigheden for de lokale stjerner i den galaktiske skive , og betyder også, at stjernen bevæger sig væk fra Solen og for omkring 1,0-1,4 millioner år siden, var inden for 7,5 ± 1,8  sv. år ( 2,3 ± 0,55  pct .) fra Solen [11] .

Stjernenavn

Zeta Sagittarii - ( latiniseret Zeta Sagittarii ) er Bayers betegnelse for  stjernen i 1603 [4] .

Stjernen har også en betegnelse givet af Flamsteed  - 38 Skytten ( lat.  38 Sagittarii ) og en betegnelse givet af Gould  - 130 G Skytten ( lat.  130 G Skytten ) [4] .

Zeta Sagittarii har det traditionelle navn Ascella ( Latin  Ascella ), fra det sene latinske ord for "armhule" (Skytten). I kataloget over stjerner "Al-Ahsasi al-Muakkets kalender"denne stjerne blev betegnet "Talat al-Sadirah" ( latin:  Thalath al Sadirah ), som blev oversat til latin som "Tertia τού al Sadirah", hvilket betyder "den tredje tilbagevendende struds" siden Phi Sagittarii , Sigma Skytten , Zeta Sagittarii, Skyttens Chi , Tau af Skytten danner en asterisme i "strudse, der vender tilbage (til reden)" [12] .

I 2016 organiserede International Astronomical Union IAU Working Group on Star Names (WGSN) [13] for at katalogisere og standardisere de rigtige stjernenavne . WGSN godkendte navnet Ascella ("Ascella") for Zeta Sagittarii A-komponenten. Siden den 12. september 2016 har den været inkluderet i listen over godkendte stjernenavne af IAU [14] .

Zeta Skytten danner sammen med Gamma Skytten , Delta Skytten , Epsilon Skytten , Lambda Skytten , Sigma Skytten , Tau Skytten og Phi Skytten asterismekedlen [ 15] .

I kinesisk astronomi, stjernen tilhører stjernebilledet參旗( Sān Qí ) "Slev"sammen med Phi Sagittarius , Lambda Skytten , Mu Skytten , Sigma Skytten , Tau Skytten . Derfor er det kinesiske navn for Zeta Sagittarii selv斗宿一, Dǒu Sù yī  - "First Star of the Bucket" - Eng.  the First Star of Dipper [16] .

I øjeblikket er stjernen opløst i tre komponenter ved forskellige metoder. Når de tre komponenter navngives, bruges betegnelserne Zeta Sagittarius A, B og C i overensstemmelse med konventionen brugt af Washington Visual Double Star Catalog (WDS) og vedtaget af International Astronomical Union (IAU) til at udpege stjernesystemer .

Egenskaber for et multisystem

Zeta Skytten har to hovedtyngdemæssigt bundne komponenter: den første komponent, A, er en stjerne af spektralklasse A med en tilsyneladende størrelse på + 3,26m . Den anden komponent, B, har en tilsyneladende størrelse på +3,47 m (den samlede lysstyrke giver det binære system størrelsen på +2,61 m , som vi observerer). Begge komponenter er klassificeret som enten A2 -dværge (hvilket indebærer fusion af helium fra brint ) eller A4 -subgiganter (hvilket indebærer et nyligt ophør af fusion), det sidste udsagn synes at være det mest korrekte [7] .

I en afstand af 71,6 " er der en anden stjerne, C-komponenten i den ellevte størrelsesorden (10,63 m ), men højst sandsynligt er dette en optisk komponent og er ikke gravitationsmæssigt relateret til de to andre komponenter.

På grund af deres nærhed til hinanden er parametrene for stjerner dårligt forstået (lys fra en stjerne forvrænger lyset fra en anden). De roterer omkring hinanden i en vinkelafstand på mindst et halvt buesekund i gennemsnit [6] (hvilket gør deres opløsning til et stort problem selv for øjet bevæbnet med et teleskop ). I en afstand af 88 ± 2  sv. år, svarer dette til størrelsen af ​​semi-hovedaksen på 13,4  AU. (40 % længere end Saturns kredsløb ). Systemets rotationsperiode er mindst 21.075  år . Banen har en moderat excentricitet lig med 0,211 [6] (omtrent som Merkur  - 0,205). Stjernerne nærmer sig med en minimumsafstand på 10,6  AU. (det vil sige omtrent ind i Saturns kredsløb ), og fjern dem til en maksimal afstand på 16,1  AU. (det vil sige omkring 15 % tættere på end Uranus kredsløb ) [7] . Ud fra kredsløbet og Keplers love kan man finde massefunktionen , som svarer til det lavere estimat af systemets samlede masse svarende til 5,26 ± 0,37  [6] , hvilket er 25 % mere end bestemt af lysstyrke og temperatur (og teori om stjernestruktur og evolution) [7] .

For at en planet, der ligner vores Jord , kan modtage omtrent den samme mængde energi, som den modtager fra Solen, skal den placeres i en afstand på 5,57  AU. , hvilket nogenlunde er der, hvor Jupiter er i solsystemet . Fra en sådan afstand ville Zeta Skytten A desuden se næsten 40% mindre ud end vores sol , som vi ser den fra Jorden - 0,31° [b] ( den vinkeldiameter på vores sol  er 0,5°). Det er dog usandsynligt, at systemet ikke kun har beboelige planeter, men planeter generelt, da begge stjerners fælles tyngdekraft vil feje dem ud af systemet. Alderen for Zeta Skyttesystemet er omkring 0,5-0,7 milliarder  år [6] , derfor, hvis der blev dannet nogen planeter i det, så vil de højst sandsynligt ligne Merkur eller Venus i solsystemet , både med hensyn til afstanden til stjernen, såvel som dens egenskaber. [7] .

Komponent A

Zeta Sagittarius A er en dværg , spektral type A2V, hvilket indikerer, at brinten i stjernens kerne tjener som kerne "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 9000  K [7] , hvilket giver den den karakteristiske hvid-gule farve som en spektral stjerne af type A og gør den til en kilde til ultraviolet stråling [c] .

Massen af ​​en stjerne er typisk for en dværg og er: 2,2  [7] . Dens radius er mere end tre gange Solens radius og er 3,27  [4] . Stjernen er også meget lysere end vores sol , dens lysstyrke er 31  [7] .

Stjernen har en overfladetyngdekraft på 3,9  CGS [17] eller 79,4 m/s 2 , det vil sige meget mindre end på Solen ( 274,0 m/s 2 ), hvilket tilsyneladende kan forklares med stjernens store overflade . Rotationshastigheden er 77  km/s [ 18] , hvilket giver stjernen en rotationsperiode på omkring 5 dage.

Komponent B

Zeta Sagittarii B er en stjerne af spektraltype A4 [7] . Stjernens masse er 2,1  [7] . Denne stjerne er ligesom sin følgesvend meget lysere end vores sol , dens lysstyrke er 26  [7] . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 8500  K [7] , hvilket giver den den karakteristiske hvid-gule farve som en stjerne af spektralklasse A og gør den ligesom sin ledsager til en kilde til ultraviolet stråling .

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

Ifølge Washington Catalog of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [19] [20] :

Ved at opsummere al information om stjernen kan vi sige, at stjernen har en satellit - Zeta Sagittarii B, og at stjernerne bevæger sig sammen i rummet, det vil sige, at stjernerne ikke kun er på synslinjen, men er gravitationsmæssigt forbundet med hver Andet.

I en afstand af 71,6  " er der  en stjerne af ,[21]), det vil sige komponenten "C"mstørrelsesorden (10,63ellevte fra et par stjerner AB, som roterer med en periode på mindst 40.000  år . Små forskydninger i vinkelafstand i løbet af det seneste århundrede er imidlertid forbundet med den forventede bevægelse af et par stjerner AB i rummet i forhold til den fjerne baggrund, og derfor er en lille bevægelse af "C"-komponenten sandsynligvis et simpelt sammenfald af en stjerne, der ligger i sigtelinjen, hvilket øger usikkerheden i Zeta Skyttesystemet [7] .

Noter

1. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
2. ↑ Vinkeldiameter (δ) beregnes ved hjælp af formlen: , hvor D S er stjernens diameter, udtrykt i AU. ; d CZ er afstanden til den beboelige zone
3. ↑ Fra Wiens forskydningslov er strålingsenergien for et absolut sort legeme maksimal ved en given temperatur ved en bølgelængde λ b \u003d (2.898⋅10 6 nm•K) / (6813 K) ≈ 322 nm , som ligger i den nære ultraviolette del af det elektromagnetiske spektrum

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( November 2007 ), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics bind 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6381:520   
2. ↑ 1 2 3 4 Johnson, HL; Iriarte, B.; Mitchell, R.I.; Wisniewskj, WZ UBVRIJKL fotometri af de klare stjerner  //  Communications of the Lunar and Planetary Laboratory : journal. - 1966. - Bd. 4 , nr. 99 . - .
3. ↑ 1 2 Wilson, RE General Catalogue of Stellar Radial  Velocities . — Carnegie Institution , 1953 .
4. ↑ 1 2 3 4 5 Ascella (Zeta Sagittarii, 38 Sagittarii)  Stjernefakta . Univers guide .
5. ↑ 1 2 (engelsk) * zet Sgr - Dobbelt- eller flerstjernet , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Zeta+Sagittarii > . Hentet 27. juni 2019. Arkiveret 3. oktober 2020 på Wayback Machine   
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 De Rosa , Robert J.; Tålmodighed, Jenny; Vigan, Arthur & Wilson, Paul A. ( 2011 ), The VAST Survey -- II. Orbital bevægelsesovervågning af A-type stjernemultipler , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society T. 422: 2765–2785 , DOI 10.1111/j.1365-2966.2011.20397.x   
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 ASCELLA (Zeta Sagittarii)  (engelsk) . Jim Kaller, Stars . Hentet 5. juli 2019. Arkiveret fra originalen 10. april 2019.
8. ↑ Zorec J., Royer F. Rotationshastigheder for stjerner af A-typen. IV. Udvikling af rotationshastigheder  (engelsk) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2012. - Vol. 537. - S. 120-120. - 22 kl. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201117691 - arXiv:1201.2052
9. ↑ Díaz C. G., González J. F., Levato H., Grosso M. Nøjagtige stjernerotationshastigheder ved hjælp af Fourier-transformationen af ​​krydskorrelationsmaksimum  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2011. - Vol. 531.-P. A143. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201016386 - arXiv:1012.4858
10. ↑ 12 H.R. 7194 . Katalog over Bright Stars . Hentet 5. juli 2019. Arkiveret fra originalen 3. juli 2019. (Russisk)
11. ↑ Dybczyński, PA ( april 2006 ), Simulering af observerbare kometer. III. Ægte stjerneforstyrre af Oort-skyen og deres output , Astronomy and Astrophysics V. 449 (3): 1233–1242 , DOI 10.1051/0004-6361:20054284   
12. ↑ Knobel, EB Al Achsasi Al Mouakket, på et katalog over stjerner i Mohammad Al Achsasi Al Mouakkets kalender   // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 1895. - Juni ( vol. 55 ). — S. 430 . - doi : 10.1093/mnras/55.8.429 . - .
13. ↑ IAU Working Group on Star Names (WGSN  ) . Hentet 22. maj 2016. Arkiveret fra originalen 23. april 2020.
14. ↑ Navngivning af stjerner  . IAU.org . Hentet 16. december 2017. Arkiveret fra originalen 11. april 2020.
15. ↑ Tekande  . _ constellation-guide.com. Hentet 13. maj 2017. Arkiveret fra originalen 7. maj 2017.
16. ↑ (kinesisk) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日Arkiveret 15. april 2012 på Wayback Machine 
17. ↑ Gray, R.O .; Corbally, CJ; Garrison, RF & McFadden, MT ( oktober 2003 ), Bidrag til de nærliggende stjerner (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Tidligere end M0 indenfor 40 Parsecs: The Northern Sample. I. , The Astronomical Journal bind 126 (4): 2048–2059 , DOI 10.1086/378365   
18. ↑ Royer , F.; Zorec, J. & Gómez, AE ( februar 2007 ), Rotationshastigheder for stjerner af A-type. III. Hastighedsfordelinger , Astronomi og Astrofysik V. 463 (2): 671–682 , DOI 10.1051/0004-6361:20065224   
19. ↑ Ascella  (engelsk)  (utilgængeligt link) . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 5. juli 2019. Arkiveret fra originalen 4. marts 2016.
20. ↑ Visirkatalogindgang  . _ Hentet 5. juli 2019. Arkiveret fra originalen 9. september 2021.
21. ↑ (engelsk) GSC 06885-02777 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%402477635&Name=GSC%20068785-0 . Hentet 27. juni 2019.   

Links

• Zeta Sagittarii , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Zeta+Sagittarii > . Hentet 27. juni 2019.