Sigma Gemini

Sigma Gemini (σ Gemini, Sigma Geminorum, σ Geminorum , forkortet sigma Gem, σ Gem ), er en spektroskopisk dobbeltstjerne [16] i det nordlige stjernebillede Tvillingerne , beliggende ved siden af ​​Pollux på linjen mellem den og Castor. Sigma Gemini har en tilsyneladende stjernestørrelse på +4,20 m [2] og er ifølge Bortle-skalaen synlig med det blotte øje selv på byhimlen . 

Fra målinger af parallakse opnået under Hipparcos- missionen [1] vides det, at stjernen er omkring 125,1  meter væk . år ( 38,3  pct . ) fra Jorden . Stjernen observeres nord for 62 ° S. sh. , det vil sige, at den er synlig på næsten hele den beboede Jords territorium , med undtagelse af polarområderne i Antarktis . Det bedste tidspunkt for observation er januar [17] .

Sigma Gemini bevæger sig meget hurtigt i forhold til Solen : dens radiale heliocentriske hastighed er næsten lig med 46  km/s [17] , hvilket er mere end 4 gange hastigheden af ​​de lokale stjerner på den galaktiske skive , og det betyder også, at stjernen bevæger sig væk fra Solen . En stjerne bevæger sig hen over himlen mod sydøst [18] .

Sigma Gemini ( lat. Sigma Geminorum ) er Bayers betegnelse for stjernen i 1603 [18] . Selvom stjernen har betegnelsen σ ( Sigma  er det 18. bogstav i det græske alfabet ), er selve stjernen den 19. lyseste i stjernebilledet . 75 Gemini ( latiniseret variant af lat. 75 Geminorum ) er Flamsteeds betegnelse [18] .   

Betegnelserne for komponenterne som Sigma Gemini 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

Sigma Gemini er et tæt par stjerner, hvis lysstyrke er +4,28 m og +11,0 m [10] . Begge stjerner er adskilt fra hinanden med en vinkelafstand på 4,63  " [7] , hvilket svarer til kredsløbets semi-hovedakse mellem ledsagerne på mindst 0,15448  AU ( 23.109.879  km. ) og en omløbsperiode på mindst , 19,6027  dage [7] (til sammenligning er radius af Merkurs bane 0,387  AU og omdrejningsperioden er 87,97  dage. ) Banen har næsten nul excentricitet , hvilket er lig med 0,0143 .9][ [7] og det betyder, at stjernerne roterer i en retrograd bane , som det ses fra Jorden .

Hvis vi ser fra retningen Sigma Gemini Aa til Sigma Gemini Ab, så vil vi se en gul/orange stjerne, der skinner med en lysstyrke på −27,54 m , altså med en lysstyrke på 2,09 af Solens lysstyrke . Desuden vil stjernens vinkelstørrelse være - 2,59 ° [c] , det vil sige 5,17 gange større end vores sol. På den anden side, hvis vi ser fra siden af ​​Sigma Gemini Ab på Sigma Gemini Aa, vil vi se en enorm orange stjerne, der skinner med en lysstyrke på -34,26 m , det vil sige med en lysstyrke på 1018 Solens lysstyrke . Desuden vil stjernens vinkelstørrelse være - 144 ° [c] , det vil sige 288 gange større end vores sol.

Sigma Gemini er et eksempel på en kold og meget velundersøgt RS type Canis Hound variabel stjerne , såsom Epsilon Ursa Minor , Lambda Andromeda eller Rana ( Delta Eridani ). Variable stjerner som RS Hounds of the Dogs er tætte binære systemer med en ledsager [20] . Lysstyrken af ​​Sigma Gemini-variablen varierer fra +4,13 m til +4,29 m med en periode på 19,423  dage. [21] . Stjernernes lysstyrke viser tegn på ellipsoid ændring , da Sigma Gemini Aa delvist fylder sin Roche-lap på grund af gravitationsinteraktionen mellem de to stjerner [7] .

Systemets nuværende alder er defineret som 5 ± 1  milliard år [7] , men det er også kendt, at stjerner med en masse på 1,28  [7] lever på hovedsekvensen i omkring 5  milliarder år . Stjernen har allerede passeret subgiant -stadiet, og i øjeblikket er stjernen en orange kæmpe , og derfor vil Sigma Gemini Aa om nogle få titusinder af år, og måske flere millioner år, blive en rød kæmpe . Desuden vil den i denne fase af dens eksistens absorbere Sigma Gemini Ab, muligvis lave et glimt, der ligner en ny stjerne , og derefter, når den taber dens ydre skaller, vil den blive en hvid dværg .

Aa komponentegenskaber

Sigma Gemini Aa - at dømme efter dens spektraltype K1III [11] er en udviklet orange kæmpe . Dens masse er 1,28  [7] , hvilket betyder, at stjernen i begyndelsen af ​​sin udvikling var en dværgstjerne i hovedsekvensen af ​​spektraltypen F3V [22] i tabel VII og VIII . For en sådan dværg var en effektiv overfladetemperatur i størrelsesordenen 6800  K karakteristisk i løbet af dens levetid på hovedsekvensen , så i løbet af sin udvikling "øgede" stjernen sin spektraltype til F0 og effektive temperatur til 7610  K , hvilket gav den den karakteristiske gul-hvide farve som en spektralstjerne, klasse Dens radius var dengang i størrelsesordenen 1,3  , og dens lysstyrke var dengang 3,24  [22] Tabel VII og VIII . 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 1,8 AU  . e. altså i den indre del af Asteroidebæltet . Fra en sådan afstand ville Sigma Gemini Aa desuden se 23 % mindre ud end vores sol , som vi ser den fra Jorden - 0,38 ° [c] ( den vinkeldiameter på vores sol  er 0,5 °). Desuden roterede en orange stjerne med en vinkeldiameter på 0,22° ved siden af ​​den i en vinkelafstand på 1,5° (ved den maksimale afstand) .

På grund af stjernens høje lysstyrke kan dens radius måles direkte, og det første forsøg af denne art blev gjort i 1922 [23] , 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	4,26	K0	4.0	5.4	[23]
1969	4.17	K1III	2.8	fjorten	[24]

Nu ved vi, at stjernens radius skulle være 10,1  [7] , det vil sige, at målingen fra 1969 var den mest passende, men ikke nøjagtig. Den kombinerede lysstyrke af de to stjerner er blevet målt til at være 37,9  [8] , dog er lysstyrken af ​​Sigma Gemini Aa i størrelsesordenen 39 ± 2  [7] , hvilket generelt er acceptabelt.

Sigma Gemini Aas rotationshastighed er næsten 13 gange solens og er lig med 26,2  km/s [3] , hvilket giver stjernens rotationsperiode på 19,47 [16] dage. Ækvatorrotationshastigheden viser, at stjerneparret er synkroniseret på nogenlunde samme måde som Månens rotation . Denne tidevandslås har fået kæmpen til at rotere med en hurtigere end normal hastighed og skabt betydelig magnetisk aktivitet (som følge af en naturlig dynamo forårsaget til dels af rotationen; Solen gør det samme). Sigma Gemini Aas overflade har store " stjernepletter " (beslægtet med solpletter , og de dækker op til 30% af overfladen), som er orienteret til Sigma Gemini Ab [16] . Pletterne er ret kolde, deres temperatur er omkring ( 3500  K ), og de ligger på de midterste breddegrader nord og syd for stjernernes ækvator og forårsager en ændring i lysstyrken på omkring en tiendedel af en størrelsesorden under rotation. Disse pletter ser ud til at migrere mod polen med en gennemsnitshastighed på 0,12 ± 0,03  km/s [16] Magnetisk aktivitet skaber aktive ydre områder og en varm korona , hvilket gør Sigma Gemini til en af ​​de lyseste stjernerøntgenkilder [25] med en lysstyrke på 119,41⋅10 29 erg /s [12] og gør det endda synligt i radiospektret . Stjernen blev registreret til at udsende kraftige udbrud, der øgede dens kraft i det højenergi-ultraviolette spektrum med 9 gange. Som et resultat af den tætte binære interaktion er stjernen en "antisolær rotator" [16] , det vil sige, at den roterer hurtigere fra ækvator til polerne, og ikke langsommere, i modsætning til hvad vi ser på Solen [20] .

Ab-komponentegenskaber

Også, at dømme efter massen, som er lig med 0,73  [7] , blev stjernen Sigma Gemini Ab født som en orange dværg , spektral type K2.5V [26] . Dens radius er nu i størrelsesordenen 0,75  , og dens lysstyrke er nu i størrelsesordenen 0,21  . Dens effektive temperatur når 4900  K , hvilket giver stjernen dens karakteristiske orange farve som en stjerne af spektral type K.

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

I 1877 den irske astronom Robert Ballopdagede dualiteten af ​​Sigma Gemini, det vil sige opdagede AB-komponenten og stjernerne kom ind i katalogerne som BLL 23 [d] . Derefter, i 2011, blev der indtastet data i kataloget om, at stjernen er en spektroskopisk binær , det vil sige, at oplysninger om komponenterne Aa og Ab blev indtastet, og stjernen blev indtastet i kataloger som CIA 7 [e] . Parametrene for kredsløbet for en spektroskopisk binær har imidlertid været kendt siden 1936 [27] . Ifølge Washington Catalogue of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [10] [28] :

Ved at opsummere al information om stjernen kan vi sige, at stjernen Sigma Gemini har en satellit (komponent Aa, Ab), en stjerne af 11. størrelsesorden, placeret i en meget lille vinkelafstand , som den har ændret, bevæger sig i en elliptisk bane , i løbet af de sidste år, og hun er bestemt en sand følgesvend.

I nærheden er en stjerne af 11. størrelsesorden (komponent AB), placeret i en vinkelafstand på 195,5  buesekunder , men at dømme efter dens bevægelse kommer den ikke ind i Sigma Gemini-systemet, idet den blot er en baggrundsstjerne, der ligger på sigtelinjen .

Noter

1. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
2. ↑ 1 2 Den absolutte størrelse beregnes ved formlen: , hvor er den tilsyneladende størrelse, er afstanden til objektet i pc , 10 stk .
3. ↑ 1 2 3 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.
4. ↑ BLL - link til Robert Balls katalog, 23 - postnummer i hans katalog
5. ↑ CIA er et link til kataloget over opdagerne, og 7 er nummeret på posten i deres katalog

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( 2007 ), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics 474  ( 2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:57078333 
2. ↑ 1 2 3 4 Mermilliod, J.-C. ( 1986 ), Kompilering af Eggens UBV-data, transformeret til UBV (upubliceret), Katalog over Eggens UBV-data ( SIMBAD ) 
3. ↑ 1 2 3 4 Massarotti, Alessandro; Latham, David W.; Stefanik, Robert P. & Fogel, Jeffrey ( januar 2008 ), Rotations- og radiale hastigheder for en prøve af 761 HIPPARCOS-giganter og binaritetens rolle , The Astronomical Journal  bind 135 (1): 209-231 , DOI 10.1088/0004- 6256/135/1/209 
4. ↑ Cardini, D. ( januar 2005 ), Mg II kromosfæriske strålingstab i kølige aktive og stille stjerner , Astronomy and Astrophysics ,  bind 430: 303–311 , DOI 10.1051/0004-6361:20041 
5. ↑ 1 2 *sig Gem -- Variabel af RS CVn-type , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=sig+Gem > . Hentet 9. december 2019. Arkiveret 24. februar 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 Roettenbacher, Rachael M.; Monnier, John D.; Henry, Gregory W. & Fekel, Francis C. ( juli 2015 ), Detecting the Companions and Ellipsoidal Variations of RS CVn Primaries. I. σ Geminorum , The Astrophysical Journal ,  bind 807 (1): 10, 23 , DOI 10.1088/0004-637X/807/1/23 
8. ↑ 1 2 3 Gaia DR2 878467085734742400  . Gaia DR2 (Gaia Collaboration, 2018) . Hentet 24. februar 2020. Arkiveret fra originalen 23. juni 2021.
9. ↑ 1 2 Grunddata (System:470/2008  ) . D. Pourbaix .
10. ↑ 1 2 3 4 BLL 23: Katalogindgang i Washington Double  Star . Hentet 24. februar 2020. Arkiveret fra originalen 19. juni 2021.
11. ↑ 1 2 Eggen, OJ ( 1962 ), Rumhastighedsvektorer for 3483 stjerner med korrekt bevægelse og radial hastighed, Royal Observatory Bulletin ,  bind 51 
12. ↑ 1 2 Makarov, Valeri V. ( oktober 2003 ), The 100 Brightest X-Ray Stars within 50 Parsecs of the Sun , The Astronomical Journal  bind 126 (4): 1996–2008 , DOI 10.1086/3781644 
13. ↑ Soubiran C. , Bienaymé O., Mishenina T. V., Kovtyukh V. V. Vertikal fordeling af galaktiske skivestjerner. IV. AMR og AVR fra klumpgiganter  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2008. - Vol. 480, Iss. 1. - S. 91-101. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20078788 - arXiv:0712.1370
14. ↑ Mallik SV Kromosfærisk aktivitet i kølige stjerner og overfloden af ​​lithium  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1998. - Vol. 338.—S. 623–636. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
15. ↑ 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
16. ↑ 1 2 3 4 5 Kővári, Zs.; Kriskovics, L.; Künstler, A. & Carroll, TA ( januar 2015 ), Antisolar differential rotation of the K1-giant σ Geminorum revisited , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) V. 573: 9, A98 , DOI 10.1051/0014/2012/20126-6136 
17. ↑ 12 H.R. 2973 . Katalog over Bright Stars . Hentet 24. februar 2020. Arkiveret fra originalen 24. februar 2020. (Russisk)
18. ↑ 1 2 3 Sigma Geminorum (75 Geminorum)  Stjernefakta . Univers guide . Arkiveret fra originalen den 24. februar 2020.
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. ↑ 1 2 SIGMA GEM (Sigma Geminorum)  (eng.) . Jim Kaller, Stars . Hentet 24. februar 2020. Arkiveret fra originalen 3. oktober 2020.
21. ↑ sig Gem  . GAISH . Moskva : OKPZ . Hentet: 2. februar 2020.
22. ↑ 12 Habets , GMHJ; Heintze, JRW Empiriske bolometriske korrektioner for hovedsekvensen  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1981. - November ( bind 46 ). - S. 193-237 . - .
23. ↑ 1 2 CADARS katalogindgang: recno=  3814 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
24. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  3815 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
25. ↑ Huenemoerder, David P.; Phillips, Kenneth JH; Sylwester, Janusz & Sylwester, Barbara ( maj 2013 ), Stellar Coronae, Solar Flares: A Detailed Comparison of σ GEM, HR 1099, and the Sun in High-resolution X-rays , The Astrophysical Journal Vol  . 768 (2): 15 , 135 , DOI 10.1088/0004-637X/768/2/135 
26. ↑ Kieli Stjernetabeller  . _ Calstatela (2007). Arkiveret fra originalen den 17. marts 2008.
27. ↑ Grundlæggende data (System:470/1936  ) . D. Pourbaix .
28. ↑ s Geminorum  . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 24. februar 2020. Arkiveret fra originalen 7. august 2011.

Links

• Billede af Sigma  Gemini