Iota Fiskene

Iota Fiskene (ι Fiskene, Iota Piscium , forkortet Iota Psc, ι Psc ) er en stjerne i det nordlige stjernebillede Fiskene . Stjernen har en tilsyneladende størrelsesorden på 4,13 m [2] , og er ifølge Bortl-skalaen synlig med det blotte øje selv på byhimlen.

Fra målinger af parallakse taget under Hipparcos- missionen er stjernen kendt for at være omkring 44,7  meter væk . år ( 13,7  pct .) fra Solen [1] . Stjernen observeres nord for 85 ° S. sh., den bedste observationstid er september [11] .

Stjernenavn

ι Piscium - ( Latiniseret version af det latinske  Iota Piscium ) er Bayers betegnelse . Stjernen har også betegnelsen givet af Flamsteed  - 17 Piscium.

I kinesisk astronomi hører stjernen til stjernebilledet "The Wall" og indgår i asterismen 咸池(霹靂( Pī Lì ), som betyder "Tordenskrald" ( engelsk  Thunderbolt ), bestående af Iota Fiskene, β Fiskene , γ Fiskene , θ Fiskene og ω Fiskene Derfor er Iota Fiskene selv kendt som霹靂四( Pī Lì sì , engelsk  The Fourth Star of Thunderbolt  - "The Fourth Star of Thunderbolt") [12] .

Stjerneegenskaber

Spektraltypen af ​​Iota Fiskene er F7V [2] , hvilket betyder at den er noget større og lysere end Solen , det indikerer også at stjernen bruger brint i sin kerne som kerne "brændstof", det vil sige at den er på hovedsekvens . Stjernen er 3,5 gange lysere end Solen [6] og udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 6300  K [6] , hvilket giver den den gul-hvide nuance som en stjerne af F-typen. Iota Fiskene er formodentlig en variabel stjerne (nummer 14657 i General Catalog of Variable Stars (GAISh) [13] ). Dens tilsyneladende størrelse varierer fra 4,11 m til 4,14 m , men dens type er ikke blevet fastslået. Stjernen viser et overskud af stråling i det infrarøde ved en bølgelængde på 70  µm , hvilket tyder på, at en kold restskive roterer omkring den [7] . For at vores Jord kan modtage omtrent samme mængde varme som fra Solen, skal den placeres i en afstand på 1,8  AU. (det vil sige cirka halvvejs mellem Mars og asteroidebæltet ), men der er endnu ikke fundet planeter omkring stjernen [14] . Stjernen har en overfladetyngdekraft på 4,11  CGS [8] , hvilket er næsten tre gange større end Solens . Stjernen har levet i 5,2  milliarder år [7] og nærmer sig nu slutningen af ​​den forudsagte sluttid for termonukleære reaktioner af heliumfusion fra brint , da en stjerne med en større masse lever et kortere liv [14] .

Ved at rotere med en ækvatorial hastighed på 6,67  km/s (det vil sige med en hastighed på næsten 3 gange solens), tager denne stjerne omkring 13 dage at gennemføre en fuld omdrejning, hvilket tilsyneladende forårsager betydelig magnetisk aktivitet [14] .

Planetbærende stjerner har en tendens til at have en højere metallicitet end Solen, mens Iota Fiskene har en lavere metallicitet : dens jernindhold i forhold til brint er 70 % af solens [14] .

Stjernemangfoldighed

Mangfoldigheden af ​​Fiskene Iota blev opdaget i 1879 . Ifølge Washington-kataloget over visuelle dobbeltstjerner er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [15] :

Stjernen ser dog ikke ud til at have nogen satellitter. Det blev engang antaget at have en eller to dunkle stjerneledsagere ved 70 og 208 buesekunder , men deres bevægelser indikerer, at disse stjerner bevæger sig meget hurtigt og højst sandsynligt ikke har nogen gravitationsmæssig forbindelse til Fiskene Iota, det vil sige, at de alle er i rækken af syn. Selve bevægelsen af ​​Iota Fiskene viser dog, at stjernen er en besøgende fra en anden del af galaksen , da stjernen bevæger sig med en enorm hastighed på 90  km/s i forhold til Solen , hvilket er næsten seks gange hurtigere end den lokale stjerner på den galaktiske skive [14] .

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [16] fra Iota Fiskene (kun lyse (<6,5 m ) stjerner er inkluderet). Deres spektraltyper er vist på baggrund af farverne i disse klasser (disse farver er taget fra navnene på spektraltyperne og svarer ikke til stjernernes observerede farver):

Noter

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (2007), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:200783 katalog på 5 Vizierved 3. marts 2016 på Wayback Machine 
2. ↑ 1 2 3 4 Grå, RO; Napier, MG & Winkler, LI (april 2001), The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars , The Astronomical Journal bind 121 (4): 2148–2158 , DOI 10.1086/319956 
3. ↑ Nordström, Andersen; Holmberg, J.; Jørgensen, BR & Mayor, M. (2004), Genève-Københavns undersøgelse af Solar-kvarteret. Alder, metalliciteter og kinematiske egenskaber af ~14000 F og G dværge , Publications of the Astronomical Society of Australia bind 21(2): 129–133 , DOI 10.1071/AS04013 
4. ↑ Paunzen, E.; Iliev, I. Kh.; Fossati, L. & Heiter, U. (juli 2014), Undersøgelse af den mulige forbindelse mellem λ Bootis-stjerner og stjerner af mellempopulation II-type , Astronomy & Astrophysics T. 567: 8, A67 , DOI 10.1051/0004-6361/217233/2014 
5. ↑ 1 2 Mermilliod, J.-C. (1986), Kompilering af Eggens UBV-data, transformeret til UBV (upubliceret), Katalog over Eggens UBV-data 
6. ↑ 1 2 3 4 5 Boyajian, Tabetha S.; McAlister, Harold A.; van Belle, Gerard & Gies, Douglas R. (februar 2012), Stellar Diameters and Temperatures. I. Hovedsekvens A, F og G Stars , The Astrophysical Journal bind 746 (1): 101 , DOI 10.1088/0004-637X/746/1/101  . Se tabel 10.
7. ↑ 1 2 3 Nuñez, Paul D.; Scott, NJ; Mennesson, B.; Absil, O.; Augereau, J.-C.; Bryden, G.; ten Brummelaar, T.; Ertel, S.; Coudé du Foresto, V.; Ridgway, ST; Sturmann, J.; Sturmann, L.; Turner, NJ; Turner, NH En nær-infrarød interferometrisk undersøgelse af affaldsskivestjerner. VI. Udvidelse af den exozodiacale lysundersøgelse med CHARA/JouFLU  //  Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 2017. - September ( vol. 608 , nr. 113 ). — P. A113 . - doi : 10.1051/0004-6361/201730859 . - . - arXiv : 1709.01655 .
8. ↑ 1 2 Ramírez, I.; Allende Prieto, C. & Lambert, DL (februar 2013), Oxygen-overflod i nærliggende FGK-stjerner og den galaktiske kemiske udvikling af den lokale skive og halo , The Astrophysical Journal T. 764 (1): 78 , DOI 10.1088/0004-637X /764/1/78 
9. ↑ Martinez-Arnáiz, R.; Maldonado, J.; Montes, D. & Eiroa, C. (september 2010), Kromosfærisk aktivitet og rotation af FGK-stjerner i solens nærhed. Et estimat af den radiale hastighedsjitter , Astronomy and Astrophysics T. 520: A79, doi : 10.1051 / 0004-6361 /200913725 , < http://eprints.ucm.es/37826/1/david.montesdf2 September 2017 på Wayback Machine 
10. ↑ * iot Psc -- Stjerne med høj propermotion , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Iota+Psc > . Hentet 27. januar 2019. Arkiveret 1. februar 2019 på Wayback Machine   
11. ↑ H.R. 8969 . Katalog over Bright Stars . Hentet 31. januar 2019. Arkiveret fra originalen 1. februar 2019. (Russisk)
12. ↑ (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 
13. ↑ Forespørgsel= NSV 14657  . GAISH . Arkiveret fra originalen den 1. februar 2019.
14. ↑ 1 2 3 4 5 Kaler, James B., Iota Piscium , University of Illinois , < http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/iotapsc.html > . Hentet 27. september 2007. Arkiveret 25. januar 2007 på Wayback Machine 
15. ↑ i Piscium  . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 31. januar 2019. Arkiveret fra originalen 15. januar 2013.
16. ↑ Stjerner inden for 20 lysår fra Iota  Piscis . Internet Stellar Database .