104 Tyr

104 Taurus (104 Tauri, m Taurus, m Tauri , forkortet 104 Tau, m Tau ) er en stjerne i stjernebilledet Tyren . Stjernen har en tilsyneladende størrelsesorden på +4,92 m [2] , og ifølge Bortle-skalaen er stjernen synlig med det blotte øje på forstads-/ byovergangshimlen . 

Fra målinger af parallakse opnået under Gaia -missionen [4] ved man, at stjernen er cirka 51,82  sv. år ( 15,89  pct . ) fra Jorden . Stjernen observeres nord for 72°S. sh. , det vil sige, at den er synlig på næsten hele den beboede Jords territorium , med undtagelse af polarområderne i Antarktis . Det bedste observationstidspunkt er december [8] .

Stjernen 104 Tyren bevæger sig ret hurtigt i forhold til Solen : dens radiale heliocentriske hastighed er 20  km/s [8] , hvilket er 2 gange hastigheden af ​​de lokale stjerner på den galaktiske skive , og det betyder også, at stjernen bevæger sig væk fra Solen . Stjernen nærmede sig Solen i en afstand af 44,56  sv. år for 158.000  år siden, da den øgede sin lysstyrke med 0,49 m til en værdi af 4,43 m (det vil sige, den skinnede dengang, som Upsilon Cygnus skinner nu) [6] . På himlen bevæger stjernen sig mod nordøst [9] og passerer gennem himmelsfæren fra 0,535 buesekunder om året.

Den gennemsnitlige rumlige hastighed af 104 Tyr har komponenter (U, V, W)=(−26,0, −23,1, 27,6), hvilket betyder U= −26,0  km/s (bevæger sig væk fra det galaktiske centrum ), V= −23,1  km / s (bevæger sig mod den galaktiske rotationsretning) og W = 27,6  km/s (bevæger sig mod den nordlige galaktiske pol ).

Stjernenavn

m Tyr ( latiniseret variant af lat.  m Tauri ) er Bayer-betegnelsen , som stjernen blev givet i 1603 [9] . 104 Taurus ( latiniseret variant af Lat.  104 Tauri ) er Flamsteeds betegnelse .

Betegnelserne for komponenterne som 104 Taurus AB følger af den konvention, der blev brugt af Washington Visual Double Star Catalog (WDS) for stjernesystemer , og vedtaget af Den Internationale Astronomiske Union (IAU) [10] .

Egenskaber for 104 Taurus

104 Tyren - at dømme efter dens spektraltype G4V [3] , er stjernen en dværg af spektraltype G , hvilket indikerer, at brint i stjernens kerne stadig er kerne "brændstof", det vil sige, at stjernen stadig er på hovedsekvensen . Stjernens masse er lig med solenergien : 1,0  [5] . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 5717  K [2] , hvilket giver den dens karakteristiske gule farve.

På grund af den lille afstand til stjernen kan dens radius måles direkte, og et sådant forsøg blev gjort i 1983 [11] , og da stjernen er en optisk binær , blev to af dens komponenter målt på én gang. Data om denne måling er angivet i tabellen:

Stjernenavn	År	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
Gliese 188A	1983	4,90	G4V	—	1.0	[elleve]
Gliese 188B	1983	5,70	—	—	1.0	[12]

Vi ved nu, at stjernens radius skal være 1,63  [5] , hvilket betyder, at målingen fra 1983 ikke var nøjagtig nok. Stjernens lysstyrke , lig med 2,41  [6] , er typisk for en udviklet stjerne i spektralklassen G .

Stjernen har en overfladetyngdekraft , der er karakteristisk for en udviklet dværg 4,06  CGS [2] eller 114,8 m/s 2 , det vil sige 58 % mindre end på Solen ( 274,0 m/s 2 ). Planetbærende stjerner har en tendens til at have en højere metallicitet end Solen, dog har 104 Tyren en metallicitetsværdi  på -0,22 [2] , dvs. næsten 60 % af solværdien, hvilket tyder på, at stjernen "kom" fra andre områder Galakser , hvor der var en del metal, og blev født i en molekylær sky på grund af en mindre tæt stjernepopulation og færre supernovaer . Stjernen viser stærke tegn på et overskud af infrarød stråling , hvilket tyder på tilstedeværelsen af ​​en resterende disk [13] .

Rotationshastigheden af ​​104 Tyren overstiger solenergien med næsten 5 gange og er lig med 10,00  km/s [ 3] , hvilket giver stjernens rotationsperiode på 5,20 dage. Stjernens tilsyneladende størrelse indikerer, at det er en ung befolkning, jeg stjerne . Men overfloden af ​​de kemiske elementer i dens ydre atmosfære fortæller en anden historie: at det er en population II- stjerne med en alder på 12-13 milliarder år. Denne uoverensstemmelse kan indikere, at stjernen har gennemgået en vækstperiode . Dette indikeres også af en høj rotationshastighed. Mulige scenarier viser, at stjernen enten smeltede sammen med en nærliggende følgesvend eller interagerede med progenitorskyen af ​​den nærliggende åbne stjernehob NGC 2516 [14] .

Stjernen er ret gammel og dens nuværende alder er 10,15  milliarder [2] . Det er også kendt, at stjerner med en masse på 1,0  [5] lever på hovedsekvensen af ​​størrelsesordenen 10,0  milliarder år , det vil sige meget snart, efter flere hundrede millioner år (maksimalt 1-2 milliarder år), vil 104 Tyren blive en rød kæmpe , og så, når den smider sine ydre skaller, vil den blive en hvid dværg .

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

I 1912 opdagede den amerikanske astronom R. Aitken dualiteten af ​​104 Tyr, det vil sige, han opdagede B-komponenten, og stjernerne blev inkluderet i katalogerne som A 3010 [b] . Ifølge Washington Catalog of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [15] [16] :

Ved at opsummere al information om stjernen kan vi sige, at stjernen 104 Taurus ikke ser ud til at have en eneste satellit:

• komponent B, en stjerne af 6. størrelsesorden placeret i en vinkelafstand på 0,1  buesekunder . Stjernen har desværre ikke en parallakse , men under observationerne bevægede stjernen sig i en lige linje, og dette er et tydeligt tegn på en optisk dobbeltstjerne . Det er også kendt, at den norske astronom Olin Eggen i 1956 , der observerede dette tætte par, og antog, at stjernerne er på samme afstand, beregnede begge stjerners kredsløb. Deres parametre var som følger: omdrejningsperioden omkring barycentret er 1,19  år , kredsløbets semi-hovedakse  er 2,86  AU. , excentricitet  - 0,9 [17] . Yderligere målinger i 1980'erne og 1990'erne bekræftede dog ikke denne bane. Stjernernes hastigheder er stabile inden for 100 m/s i 388 dage, så " varme Jupitere " eksisterer ikke, og deres mindre end to-årige kredsløb er udelukket med stor sikkerhed.

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [18] fra stjernen 104 Tauri (kun den nærmeste stjerne, den klareste (<6,5 m ) og bemærkelsesværdige 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):

Nær stjernen, i en afstand af 20 lysår , er der omkring 20 flere røde , orange dværge og gule dværge af spektralklassen G, K og M, samt 2 hvide dværge , der ikke var med på listen.

Noter

1. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
2. ↑ A - link til R. Aitkens katalog , 3010 - postnummer i hans katalog

1. ↑ 1 2 3 4 van Leeuwen, F. ( November 2007 ), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6781:520 
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 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 vol  . 764 (1): 78 , DOI 10.1088 /0004-637X /764/1/78 
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 White, Russel J.; Gabor, Jared M. & Hillenbrand, Lynne A. ( juni 2007 ), High-Dispersion Optical Spectra of Nearby Stars Younger Than the Sun , The Astronomical Journal  bind 133 (6): 2524–2536 , DOI 10.1086/ 514336 
4. ↑ 1 2 Brown, AGA; et al. ( August 2018 ), Gaia Data Release 2: Resumé af indholdet og undersøgelsesegenskaberne , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-rekord for denne kilde hos VizieR 
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 Bernkopf, Jan & Fuhrmann, Klaus ( juni 2006 ), Lokale undergiganter og tidsskalaer for skivedannelse , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  bind 369 (2): 673–676 , DOI 10.1111/ j.1365-2966.2006.10326.x 
6. ↑ 1 2 3 Anderson, E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters  (Eng.) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=23779 
7. ↑ (engelsk) * m Tau -- Dobbelt- eller flerstjernet , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=104+Tau > . Hentet 9. december 2019. Arkiveret 19. august 2020 på Wayback Machine   
8. ↑ 12 H.R. 1656 . Katalog over Bright Stars . Hentet 3. august 2020. Arkiveret fra originalen 22. januar 2020. (Russisk)
9. ↑ 1 2 104  Tauri . Univers guide . Arkiveret 10. maj 2019.
10. ↑ 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].   
11. ↑ 1 2 CADARS katalogindgang: recno=  2244 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
12. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  2243 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
13. ↑ Holmes, E.K.; Butner, HM; Fajardo-Acosta, SB & Rebull, LM ( juni 2003 ), A Survey of Nearby Main-Sequence Stars for Submillimeter Emission , The Astronomical Journal  bind 125 (6): 3334–3343 , DOI 10.1086/375202 
14. ↑ Fuhrmann, K.; Chini, R.; Haas, M. & Hackstein, M. ( december 2012 ), Archaeology of an Ancient Star , The Astrophysical Journal ,  bind 761 (2): 8, 159 , DOI 10.1088/0004-637X/761/2/159 
15. ↑ A 3010: Washington Double Star Catalog  katalogindgang . Hentet 3. august 2020. Arkiveret fra originalen 10. marts 2016.
16. ↑ 104 Tauri  . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 3. august 2020. Arkiveret fra originalen 2. august 2016.
17. ↑ 104 Tauri  . Internet Stellar Database .
18. ↑ Stjerner inden for 20 lysår fra 104 Tauri:  (engelsk) . Internet Stellar Database .

Links

• Billede 104 Tyren på VizieR  (engelsk)
• Billeder af 104 Tyr på Wikisky