31 Orla

31 Orla (31 Aquilae , forkortet 31 Aql ) er en stjerne i det ækvatoriale stjernebillede Eagle nordvest for Altair . 31 Eagle er Flamsteeds betegnelse , selvom stjernen også har Bayers betegnelse  b Eagle . Stjernen har en tilsyneladende størrelsesorden på +5,16 m [2] , og er ifølge Bortle-skalaen synlig med det blotte øje selv på en lys forstadshimmel . 

Fra målinger af parallakse opnået under Hipparcos- missionen [1] vides det, at stjernen er omkring 49,5  meter væk . år ( 5,18  pct . ) fra Jorden . Stjernen observeres nord for 79 ° S , det vil sige, at den er synlig næsten i hele den beboede Jords territorium , med undtagelse af de sydlige polarområder i Antarktis . Det bedste tidspunkt for observation er juli [12] .

31 Orla bevæger sig meget hurtigere i forhold til Solen end resten af ​​stjernerne: dens radiale heliocentriske hastighed er −100  km/s [12] , hvilket er 10 gange hurtigere end hastigheden af ​​de lokale stjerner på den galaktiske disk , og det er også betyder, at stjernen nærmer sig Solen. Det tyder også på, at stjernen er en besøgende fra en anden del af galaksen , sandsynligvis fra den centrale bule , hvor der findes højmetalstjerner [13] .

I øjeblikket er stjernen opløst i fem komponenter ved forskellige metoder. Når de fem komponenter navngives, bruges de 31 Eagle-betegnelser B, C, D, E og BC i overensstemmelse med konventionen, der anvendes af Washington Visual Double Star Catalog (WDS) og vedtaget af International Astronomical Union (IAU) til at udpege stjernesystemer [14] .

Stjerneegenskaber

31 Orla er en subgigant , spektral type G8IV [2] , hvilket indikerer at brintreserverne i dens kerne er ved at løbe tør og stjernen er ved at blive til en kæmpe . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 5510  K [2] , hvilket giver den den karakteristiske gul-hvide [15] farve som en sen G-type stjerne [16] .

Stjernens masse er meget større end solen og er 1,16  [4] . Dens radius er næsten halvanden gang større end Solens radius og er 1.379  [7] . Stjernen er også dobbelt så lysstærk som vores sol , dens lysstyrke er 1.904  [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 1,38  AU. , det vil sige omkring halvdelen af ​​afstanden mellem Jorden og Mars i solsystemet . Desuden ville 31 Orla fra en sådan afstand se næsten 20 % mindre ud end vores sol , som vi ser den fra Jorden - 0,39 ° ( den vinkeldiameter på vores sol  er 0,5 °) [b] .

Stjernen har en overfladetyngdekraft på 4,18  CGS [4] eller 151,36 m/s 2 , det vil sige meget mindre end på Solen ( 274,0 m/s 2 ), hvilket tilsyneladende kan forklares med stjernens store overflade ved ikke særlig stor masse. Planetbærende stjerner har en tendens til at have mere metallicitet end Solen, og 31 Aquila har mere end dobbelt så meget metallicitet : dens jernindhold i forhold til brint er 234 % [8] af solværdien. Det er også en af ​​de mærkelige metalrige stjerner, hvis jernindhold (i forhold til brint) er meget højt (i denne parameter falder stjernen i en gruppe med flere andre stjerner, såsom Xi Korma og Alpha Indus ). Andre elementer: silicium , magnesium , svovl , kulstof og oxygen er også ret høje. 31 Eagle er således tydeligvis en besøgende fra en anden del af galaksen , eftersom metalliciteten af ​​stjernerne i vores del af galaksen er mere eller mindre (ret mindre) lig med Solens [13] .

Stjernens alder er sandsynligvis den samme som NGC 188 , dvs. den ældste kendte åbne stjernehob , som anslås at være omkring 5  milliarder år . For sin alder er den overraskende rig på andre grundstoffer end brint eller helium , i modsætning til populære antagelser om, at de ældste stjerner må være fattige på metaller.

31 Orla udviser uregelmæssig magnetisk aktivitet, som i modsætning til den 11-årige solcyklus ikke udviser periodisk adfærd [13] . Under observationer udviser stjernen også variabilitet: Under observationer svinger stjernens lysstyrke med flere hundrededele af størrelsesordenen, varierende fra 5,10 m til 5,19 m , men også uden nogen periodicitet er typen af ​​variabel heller ikke fastlagt [17] .

Ingen substellar satellit er blevet fundet omkring 31 Eagle. McDonald Observatory - holdet satte grænser for tilstedeværelsen af ​​en eller flere planeter omkring 31 Aquila med masser mellem 0,22 og 1,9 Jupiter-masser og gennemsnitlige afstande mellem 0,05 og 5,2 astronomiske enheder [18] .

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

Stjernens treenighed blev opdaget i 1852 af O. V. Struve (komponenterne AB, AC og BC) og stjernen kom i videnskabelig cirkulation som STT 588 [c] . Derefter i 1887 ved Washburn Observatoryden 4. komponent af stjernen (AD) blev opdaget. Og endelig, i 2001, blev den 5. komponent af stjernen (AE) opdaget. Ifølge Washington Catalog of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [19] [14] :

Stjernen ser dog ikke ud til at have nogen satellitter. Det blev engang antaget at have fire svage stjernekammerater af 8. og 10. størrelsesorden i afstande på 104,0, 146,0, 124,7, 4,2 buesekunder og et par BC adskilt af 46,2 buesekunder . Målinger af deres bevægelse viser dog, at de bevæger sig meget hurtigt, og højst sandsynligt har de visuelle satellitter ingen gravitationsforbindelse med 31 Eagle, det vil sige, at stjernerne blot er i sigtelinjen [13] . Desuden kan BC-parret faktisk være en rigtig dobbeltstjerne , men man ved ikke meget om det.

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [20] fra stjernen 31 Aquila (kun den nærmeste stjerne, lyseste (<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 15 flere røde , orange dværge og gule dværge af spektralklassen G, K og M, samt 4 hvide dværge , der ikke var med på listen.

Noter

1. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
2. ↑ Vinkeldiameter (δ) beregnes ved hjælp af formlen: , hvor R S er stjernens radius, udtrykt i a.u. ; d CZ er afstanden til den beboelige zone
3. ↑ STT - link til Struves katalog, 588 - postnummer i hans katalog

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 5 6 7 Malagnini , ML & Morossi, C. ( november 1990 ), Nøjagtige absolutte lysstyrker, effektive temperaturer, radier, masser og overfladetyngdekraft for en udvalgt prøve af feltstjerner, Astronomy and Astrophysics Supplement Series T. 85 (3): 1015-1019  
3. ↑ Wielen , R.; Schwan, H.; Dettbarn, C. & Lenhardt, H. ( 1999 ), Sixth Catalogue of Fundamental Stars (FK6). Del I. Grundlæggende fundamentale stjerner med direkte løsninger , Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg  
4. ↑ 1 2 3 4 5 Trevisan , M.; Barbuy, B.; Eriksson, K. & Gustafsson, B. (november 2011), Analyse af gamle meget metalrige stjerner i solkvarteret , Astronomy&Astrophysics Vol . 535: A42 , DOI 10.1051/0004-6361/201016056 Se tabel 13.  
5. ↑ 31  Aquilae . Internet Stellar Database . Hentet: 7. juli 2019.
6. ↑ Johnson, HL ; Iriarte, B.; Mitchell, RI & Wisniewskj, WZ ( 1966 ), UBVRIJKL fotometri af de klare stjerner, Communications of the Lunar and Planetary Laboratory Vol . 4 (99)  
7. ↑ 1 2 3 4 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.  
8. ↑ 1 2 Soubiran , C.; Bienayme, O.; Mishenina, TV & Kovtyukh, VV ( 2008 ), Vertikal fordeling af galaktiske diskstjerner. IV. AMR og AVR fra klumpgiganter , Astronomy and Astrophysics bind 480 (1): 91–101 , DOI 10.1051/0004-6361:20078788  
9. ↑ (engelsk) *b Aql , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=b+Aql > . Hentet 6. februar 2012.  
10. ↑ Baliunas S., Sokoloff D. , Soon W. Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: An Empirical Time-Dependent Magnetic Bode's Relation?  (engelsk) // Astrophys. J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1996. - Vol. 457, Iss. 2. - S. 99–102. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/309891
11. ↑ 1 2 Held R. E. Overflod i den lokale region. II. F, G og K dværge og undergiganter  (engelsk) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 153, Iss. 1. - S. 21–21. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 - arXiv:1611.02897
12. ↑ 12 H.R. 7373 . Katalog over Bright Stars . Hentet 28. juli 2019. Arkiveret fra originalen 23. november 2019. (Russisk)
13. ↑ 1 2 3 4 31 AQL (31 Aquilae)  (engelsk) . Jim Kaller, Stars . Hentet 28. juli 2019. Arkiveret fra originalen 4. november 2016.
14. ↑ 1 2 Vizier  katalogindgang . Hentet 28. juli 2019. Arkiveret fra originalen 15. marts 2016.
15. ↑ 31  Aquilae . Univers guide . Hentet: 7. juli 2019.
16. ↑ The Color of Stars , Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation , 21. december 2004 , < http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html > . Hentet 16. januar 2012. Arkiveret 3. december 2013 på Wayback Machine  
17. ↑ NSV 11994  . GAISH .
18. ↑ van Wittenmyer, RA ( juni , 2, 2006 ), Detektionsgrænser fra McDonald Observatory Planet Search Program , Astronomical Journal bind 132(1): 653–664 , DOI 10.1086/504942  
19. ↑ 31 Aquilae  (engelsk)  (link utilgængeligt) . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 28. juli 2019. Arkiveret fra originalen 31. januar 2011.
20. ↑ Stjerner inden for 20 lysår fra 31 Aquilae:  (engelsk) . Internet Stellar Database . Hentet: 7. juli 2019.

Links

• Billede 31 Orla  (engelsk)