50 Perseus

50 Perseus, 50 Persei , forkortet. 50 Per ) er en stjerne i det nordlige stjernebillede Perseus . Stjernen har en tilsyneladende størrelsesorden på +5,52 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 68,5  meter væk . år ( 21,0  pct . ) fra Jorden . Stjernen observeres nord for 52°S. sh. , det vil sige, at den er synlig på næsten hele den beboede Jords territorium , med undtagelse af polarområderne i Antarktis , samt de sydligste regioner i Chile , Argentina og Australien [23] . Det bedste tidspunkt for observation er november [23] .

Selve stjernen bevæger sig hurtigere i forhold til Solen end resten af ​​stjernerne, dens radiale heliocentriske hastighed er +25  km/s [23] , hvilket er 2,5 gange hurtigere end hastigheden for de lokale stjerner på den galaktiske disk , og den betyder også, at stjernen bevæger sig væk fra Solen .

Stjernenavn

50 Persei - ( latiniseret version af lat.  50 Persei ) er Flamsteeds betegnelse . Stjernen har også et alternativt navn: V582 Perseus, V582 Per [7] .

Stjerneegenskaber

50 Perseus er en dværg , spektral type F7V [5] , 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 6147  K [6] , hvilket giver den den karakteristiske gul-hvide farve som en stjerne af spektraltype F .

Massen af ​​en stjerne er typisk for en dværg og er: 1,16  [6] . Dens radius er 34 % større end Solens radius og er 1,34  [7] . Desuden er stjernen næsten 3 gange lysere end vores sol , dens lysstyrke er 2,47  [9] . 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 1,57  AU. , hvilket er nogenlunde der, hvor Mars er i solsystemet . Desuden ville 50 Perseus fra en sådan afstand se næsten 10% mindre ud end vores sol , som vi ser den fra Jorden - 0,45° ( den vinkeldiameter på vores sol  er 0,5°) [b] .

Stjernen har en overfladetyngdekraft på 4,35  CGS [6] eller 223,9 m/s 2 , det vil sige noget mindre end på Solen ( 274,0 m/s 2 ). Planetbærende stjerner har en tendens til at have en højere metallicitet sammenlignet med Solen, men 50 Perseus har en fjerdedel lavere metallicitetsværdi : dens jernindhold i forhold til brint er 78 % [6] af solens.

Den estimerede rotationshastighed er 20,81  km/s [10] , hvilket giver en rotationsperiode på mindre end fire dage. 50 Perseus har et overskud af infrarød stråling ved en bølgelængde på 70  mikron , hvilket indikerer tilstedeværelsen af ​​en cirkumstellær restskive , som har en temperatur på 96 ± 5  K [8] . Alderen for 50 Perseus-systemet er omkring 0,6  milliarder år [8] .

I 1998 blev stjernen klassificeret som en γ Doradus potentialvariabel med en periode på 3,05  dage [4] , hvilket ville betyde, at den viser ændringer i lysstyrken på grund af ikke-radiale pulsationer i fotosfæren. Efterfølgende blev stjernen omklassificeret af et automatisk program som en variabel af typen RS Hounds Dogs og BY Dragon , det vil sige, at variationer i dens lysstyrke opstår på grund af rotation, da der er pletter på dens overflade, der ligner solen , men optager en meget større område, og også på grund af kromosfærisk aktivitet [24] .

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

Opdageren af ​​mangfoldigheden af ​​50 Perseus-systemet er O. V. Struve , som opløste stjernerne i 1851 og katalogiserede stjernerne AB og AC. Selve den tredobbelte stjerne kom ind i katalogerne under navnet STT 531. Så, i 1878, opdagede S. Burnham CD-stjernen, og selve den firdobbelte stjerne kom ind i katalogerne under navnet BU 545. Og endelig, i 1991, den 5. komponent af systemet blev opdaget. Ifølge Washington Catalog of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [25] :

Stjernen ser dog ikke ud til at have nogen satellitter. Selvom tabellen viser fire måner (9. størrelsesorden 50 Perseus B ved 2,9", 8. størrelsesorden 50 Perseus C ved 225,1", 5. størrelsesorden 50 Perseus E ved 746" og 10. størrelsesorden 50 Perseus CD), viser deres bevægelser, at disse stjerner bevæger sig meget hurtigt , og højst sandsynligt har de ikke en gravitationsforbindelse med 50 Perseus, det vil sige, at de alle er i sigtelinjen.

Højst sandsynligt tilhører 50 Perseus Hyades- stjernehoben , hvis alder er anslået til 0,625  millioner år , og som højst sandsynligt er dannet af den samme gassky som Mangerhoben [26] . Nu er Hyades-hoben ved at gå i opløsning, og stjernerne mister deres tyngdekraftsforbindelse. 50 Perseus kan dog stadig have en gravitationsforbindelse i form af en tidevandsinteraktion selv med Capella , på trods af at de nu er adskilt fra hinanden med næsten 15 °, hvilket svarer til en afstand på mere end 19  sv. år ( 5,9  pct .). Også, 50 Perseus kan være en binær parret med en endnu uopdaget tæt ledsager. Stjernen kan også være fysisk relateret til det sandsynlige binære system V491 Perseus ( HIP 19255 ). Komponenterne i V491 Perseus har en vinkelafstand på 3,87″, og de to komponenter kredser om hinanden med en periode på cirka 590  år [27] . 50 Persei og V491 Persei selv er adskilt fra hinanden med en vinkelafstand på 745,98″ (12,4'), samt med en afstand på cirka 15.200  AU. eller 0,24  St. år [27] . 50 Perseus og V491 Perseus kredser om hinanden med en periode på cirka 1,0  millioner år [27] . Den videre skæbne for det 50 Perseus- V491 Perseus -system  er et henfald, især hvis der er mange subhaloer af mørkt stof lokalt : ledsagere vil hurtigere blive revet af, og beviser på eksistensen af ​​et dobbeltstjernesystem vil gå tabt [27] .

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [28] fra stjernen 50 Perseus (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 10 flere røde , orange dværge og gule dværge af spektralklassen G, K og M, samt 2 stjerner af spektralklassen F , som ikke var inkluderet i liste.

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

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 10.1051/0004-6783570   
2. ↑ 1 2 3 4 Mermilliod , J.-C. ( 1986 ), Kompilering af Eggens UBV-data, transformeret til UBV (upubliceret)   
3. ↑ Nordström , B.; Andersen, J.; Holmberg, J. & Jørgensen, BR ( 2004 ), Geneva-Copenhagen survey of the 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. ↑ 1 2 Aerts , C. & Eyer, L., Kestens, E. ( september 1998 ), Opdagelsen af ​​nye gamma Doradus-stjerner fra HIPPARCOS-missionen, Astronomy and Astrophysics bind 337: 790–796   
5. ↑ 1 2 Maldonado , J.; Martinez-Arnáiz, R.M.; Eiroa, C. & Montes, D. ( oktober 2010 ), En spektroskopiundersøgelse af nærliggende stjerner af sen type, mulige medlemmer af stjernernes kinematiske grupper , Astronomi og astrofysik T. 521: A12 , DOI 10.1051/0004-6361/201014948   
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Chen , YQ; Nissen, P.E.; Zhao, G. & Zhang, HW ( februar 2000 ), Kemisk sammensætning af 90 F og G diskdværge , Astronomy and Astrophysics Supplement bind 141: 491-506 , DOI 10.1051/aas:2000124   
7. ↑ 1 2 3 50 Persei  (engelsk)  (utilgængelig link- historie ) . Univers guide .
8. ↑ 1 2 3 Beichman , CA; Bryden, G.; Stapelfeldt, KR & Gautier, TN ( december 2006 ), New Debris Disks around Nearby Main-Sequence Stars: Impact on the Direct Detection of Planets , The Astrophysical Journal vol . 652 (2): 1674–1693 , DOI 10.1086/508449   
9. ↑ 1 2 50  Persei . Internet Stellar Database .
10. ↑ 1 2 Martínez- 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   
11. ↑ *50 Per -- Variabel af RS CVn type , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=50+Per > . Hentet 27. januar 2019. Arkiveret 15. september 2020 på Wayback Machine   
12. ↑ SIMBAD Astronomisk Database
13. ↑ Grey R. O., Napier M. G., Winkler L. I. Den fysiske basis for lysstyrkeklassificering i de sene A-, F- og Early G-type stjerner. I. Præcise spektraltyper for 372 stjerner  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2001. - Vol. 121, Iss. 4. - P. 2148-2158. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/319956
14. ↑ 1 2 Gray R. O., Corbally C. J., Garrison R. F., McFadden M. T., Robinson P. E. Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I  (engelsk) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2003. - Vol. 126, Iss. 4. - S. 2048-2059. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/378365 - arXiv:astro-ph/0308182
15. ↑ 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
16. ↑ 1 2 Aguilera-Gómez C., Ramírez I., Chanamé J. Lithium-overflodsmønstre for sent-F-stjerner: en dybdegående analyse af  lithiumørkenen // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2018. - Vol. 614.—S. 55–55. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201732209 - arXiv:1803.05922
17. ↑ Uesugi A., Fukuda I. Katalog over stjernernes rotationshastigheder  (engelsk) - 1970. - Vol. 189.
18. ↑ 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
19. ↑ Hog E., Fabricius C., Makarov VV, Urban S., Corbin T., Wycoff G., Bastian U. , Schwekendiek P., Wicenec A. Tycho - 2-kataloget over de 2,5 millioner klareste stjerner  // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2000. - Vol. 355.—S. 27–30. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
20. ↑ SIMBAD Astronomisk Database
21. ↑ 1 2 Brewer J. M. , Fischer D. A. , Valenti J. A. , Piskunov N. Spectral properties of cool stars: extended abundance analysis of 1.617 planet-search stars  (engelsk) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , - Vol. . 225, Iss. 2. - S. 32. - ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.3847/0067-0049/225/2/32 - arXiv:1606.07929
22. ↑ SIMBAD Astronomisk Database
23. ↑ 123 H.R. 1278 . _ Katalog over Bright Stars . (Russisk)
24. ↑ Dubath , P.; Rimoldini, L.; Süveges, M. & Blomme, J. ( 2011 ), Random forest automated supervised classification of Hipparcos periodic variable stars , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society bind 414 (3): 2602–17 , DOI 10.1111/j.13665.201116665.201116665.2019 .18575.x   
25. ↑ Visirkatalogindgang . Hentet 10. juni 2019. Arkiveret fra originalen 19. april 2016. (ubestemt)
26. ↑ The Hyades, Melotte 25 (Information fra SEDS-webstedet  ) . Arkiveret fra originalen den 16. maj 2008.
27. ↑ 1 2 3 4 5 6 Shaya, Ed J. & Olling, Rob P. ( januar 2011 ), Very Wide Binaries and Other Comoving Stellar Companions: A Bayesian Analysis of the Hipparcos Catalog , The Astrophysical Journal Supplement T. 192(1) :17,2 , DOI 10.1088/0067-0049/192/1/2   
28. ↑ Stjerner inden for 20 lysår fra 50 Persei:  (eng.) . Internet Stellar Database .

Links