53 Vandmanden

53 Aquarii (53 Aquarii , forkortet 53 Aqr ) er en dobbeltstjerne [16] i stjernebilledet Vandmanden , der ligger i det dunkle område i det sydvestlige Vandmand øst for Deneb Algedi og Nashira i det nordøstlige Stenbuk . 53 Vandmanden har en tilsyneladende størrelse på +5,56 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] ved man, at stjernen er omkring 66  ly væk . år ( 20,2  pct . ) fra Jorden . Stjernen observeres syd for 74°N. sh. , altså synlig syd for ca. Rastorgueva , syd for ca. Stolbovoy ( Novosibirsk Islands ), og syd for ca. Banker ( Canadian Arctic Archipelago ), det vil sige, det er synligt på næsten hele den beboede Jords territorium, med undtagelse af polarområderne i Arktis . Det bedste tidspunkt for observation er august [17] .

Den gennemsnitlige rumlige hastighed af 53 Aquarii har komponenter (U, V, W)=(-17,6, −4,73, −10,7) [18] , hvilket betyder U= −17,6 km/s (bevæger sig væk fra det galaktiske centrum ), V = −4,73 km/s (bevæger sig mod den galaktiske rotationsretning) og W= −10,7 km/s (bevæger sig mod den galaktiske sydpol ).

53 Vandmanden bevæger sig ret langsomt i forhold til Solen : dens radiale heliocentriske hastighed er −6  km/s [17] , hvilket er 60 % af hastigheden for de lokale stjerner på den galaktiske skive , og betyder også, at stjernen nærmer sig Solen . På himlen bevæger stjernen sig mod nordøst [19] .

Stjernenavn

53 Aquarii ( latiniseret variant af lat.  53 Aquarii ) er Flamsteeds betegnelse [19] . Stjernen har også en betegnelse givet til den af ​​Gould  - 146 G. Aquarius (latiniseret version af lat.  146 G. Aquarii ).

Betegnelserne for komponenterne som 53 Aquarius AB, BC og CD følger af den konvention, der blev brugt af Washington Visual Double Star Catalog (WDS) for stjernesystemer og vedtaget af Den Internationale Astronomiske Union (IAU) [20] .

Egenskaber for et multisystem

53 Aquarius A og 53 Aquarius B er et par " solar modstykker " (meget lig 18 Scorpio ), der er adskilt med en vinkelafstand på 14,88  ″ [7] , hvilket svarer til den semi-hovedakse i kredsløbet mellem ledsagere, mindst 231,35  e.u. og begge stjerner kredser omkring et fælles barycenter næsten nøjagtigt mellem dem.

Banen har en meget stor excentricitet , som er lig med 0,9 [7] . I processen med at rotere rundt om hinanden nærmer stjernerne sig således hinanden i en afstand af 23,1 AU. (det vil sige næsten til Uranus kredsløb , hvis semi-hovedakse er 19,23 AU ), så fjernes de til en afstand på 439,6 AU. Hældningen i systemet er ikke særlig stor og udgør 44,13° [7] set fra Jorden. Periastron- epoken , det vil sige året, hvor stjernerne nærmer sig hinanden på en minimumsafstand - 2023.

Hvis vi ser fra siden af ​​53 Vandmand B til 53 Vandmand A, så vil vi se en gul stjerne, der skinner med en lysstyrke på -14,81 m , det vil sige med en lysstyrke på 6,72 måner på en fuldmåne . (i gennemsnit afhængig af stjernens position i dens kredsløb). Desuden vil stjernens vinkelstørrelse (i gennemsnit) være - ~ 0,0025 ° [b] , det vil sige, at stjernens vinkelstørrelse vil være 0,5 % af vores sols vinkelstørrelse . Da stjernerne er næsten identiske, vil vi se præcis det samme billede, hvis vi ser fra retningen af ​​53 Vandmand A til 53 Vandmand B, plus/minus et par procent. Mere nøjagtige parametre for stjernerne er angivet i tabellen:

	Ved periastron ( 23,1 AU )				Ved apoaster ( 439,6 AU )
	m	L	D° [b]	%	m	L	D° [b]	R⊙ _
A⇄B	-19.81	673,7	0,025	5,1 %	-13.41	1.9	0,001	0,27 %
m er den tilsyneladende stjernestørrelse ; L  er lysstyrken, udtrykt i Månens lysstyrke ved fuldmåne ; D° er stjernens vinkeldiameter udtrykt i grader (Solens vinkeldiameter er 0,5°); R ⊙  er stjernens diameter udtrykt som en procentdel afSolens diameter;

Stjernesystemet 53 Aquarii falder i sine karakteristika sammen med karakteristikaene for den bevægelige gruppe af Castor-stjerner , det vil sige stjerner, der har en fælles bevægelse i rummet; derfor er hun kandidatmedlem af denne forening. Dette tyder også på, at systemet er meget ungt; dens estimerede alder er i intervallet 180-370 millioner  år [5] baseret på henholdsvis røntgenstrålers spektrum og lysstyrke [5] .

Komponent A-egenskaber

53 Vandmanden A er en dværgstjerne af spektraltype G1V [9] [c] , hvilket også indikerer, at brint i stjernens kerne tjener som kerne "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen .

Stjernens masse er næsten solar og er lig med 1,01  M ⊙ [10] . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 5922  K [8] , hvilket giver den dens karakteristiske gule farve [21] . Dens lysstyrke er 39 % højere end solenergien og er lig med 1,39  L ⊙ [11] .

På grund af den lille afstand til stjernen kan dens radius måles direkte, og det første forsøg af denne art blev gjort i 1967. Data om denne måling er angivet i tabellen:

Dens radius er i øjeblikket anslået til 1,11  R ⊙ [11] . Stjernen har en overfladetyngdekraft på 4,46 ± 0,03  CGS [8] eller 288 m/s 2 , det vil sige, at den er 105 % af solværdien ( 274,0 m/s 2 ).

Planetbærende stjerner har en tendens til at have en højere metallicitet end Solen, dog har 53 Vandmand A en metallicitetsværdi på -0,10 [8] , dvs. 80 % af solværdien, hvilket tyder på, at stjernen "kom" fra andre områder Galakser , hvor der var ikke særlig mange metaller, og blev født i en molekylær sky på grund af en mindre tæt stjernepopulation og færre supernovaer . Men stjernen har ingen kendte planeter, selvom man ved, at der i binære systemer, såsom 16 Cygnus , der også består af to stjerner af soltypen, er en planet.

53 Vandmanden A roterer med en hastighed på mindst 4 gange solens hastighed og lig med 8,0 km/s [12] , hvilket giver stjernen en rotationsperiode på mindst 7,2  dage . Men hvis stjernens ækvator vippes i samme vinkel som kredsløbet (44° grader) (hvilket er muligt, men usandsynligt), så reduceres rotationsperioden til 4 dage. Denne hurtige rotation gør stjernerne mere magnetisk aktive end Solen .

En undersøgelse af det primære med Spitzer Space Telescope formåede ikke at detektere overskydende infrarød stråling , der ellers kunne være tegn på en resterende disk [11] .

Komponent B-egenskaber

53 Aquarius B er en dværg af spektraltypen G5VFe-0.8 CH-1 [9] [d] , hvilket indikerer, at stjernen er en kemisk ejendommelig gul dværg , der mangler jern og CH -molekyler i sit spektrum . Det indikerer også, 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 5811 K [8] , hvilket giver den den karakteristiske gule farve som en stjerne af spektraltype G [21] . Stjernens masse er mere beskeden end dens nabos og er 0,99  M ⊙ [10] .

På grund af den lille afstand til stjernen kan dens radius måles direkte, og det første forsøg af denne art blev gjort i 1967. Data om denne måling er angivet i tabellen:

Radius af en stjerne, målt i 1967, er ganske normal for en stjerne af dens spektrale type. Stjernens lysstyrke er ikke direkte estimeret, men den skal være lig med solens , plus/minus 5-10%.

53 Vandmanden B roterer med en hastighed, der næsten er den samme som dens ledsagers og lig med 9,0 km/s [12] , hvilket giver stjernen en rotationsperiode på mindst 5,7  dage . Stjernens metallicitet er endnu mindre end dens ledsagers og er lig med –0,19 [8] , det vil sige 65 % af solværdien.

En undersøgelse af spektret af stjernen 53 Aquarius B viste [25] at stjernen faktisk er en binær stjerne, da der ifølge spektroskopiske undersøgelser er en satellit ved siden af ​​stjernen, der roterer med en periode på 257,31 dage og en excentricitet lig med 0,626, det vil sige, at en stjerne (som i alt er mere sandsynligt enten er en rød dværg eller en substellar ledsager eller en meget stor planet) er placeret i en afstand af 0,789 AU. . I rotationsprocessen omkring hinanden nærmer stjernerne sig således hinanden i en afstand på 0,295 AU. (det vil sige tættere på stjernen end Merkurs kredsløb , hvis semi-hovedakse er 0,39 AU ), så fjernes de med en afstand på 1,28 AU.

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

I det 19. århundrede opdagede D. Herschel og J. South dualiteten af ​​53 Vandmanden, det vil sige, de opdagede AB-komponenten, og stjernerne blev inkluderet i katalogerne som SHJ 345 [e] . Da stjernerne var 13  sekunders mellemrum i 1800- tallet, Charles Piazzi Smith og George Frederick Chamberskaldte dem "bleg hvide" og skrev om dem: "en elegant dobbeltstjerne. Det er et vidunderligt objekt." Deres orbitale bevægelse har nu bragt dem inden for lidt mere end et sekund [26] . I 1901 opdagede den amerikanske astronom Sherburn Burnham firdobbeltheden af ​​53 Aquarius, det vil sige, han opdagede BC- og CD-komponenterne, og stjernerne blev inkluderet i katalogerne som BU 1307 [f] .

Parametrene for disse komponenter er angivet i tabellen i henhold til Washington Catalog of Visual Binaries [27] [28] [29] :

Sammenfattende alle oplysninger om stjernen kan vi sige, at stjernen 53 Aquarius har mindst én satellit:

• komponent AB, en stjerne af 6. størrelsesorden placeret i en vinkelafstand på 1,40  buesekunder og menes at være i en elliptisk bane;
• komponent BC, en 12. størrelsesorden binær (CD-komponenter) placeret i en vinkelafstand på 63,6 buesekunder, har UCAC2-katalognummeret 25674796 [30] . Stjernen har ikke parallakse, men at dømme efter sin egen bevægelse bevæger stjernen sig i den modsatte retning og er følgelig ikke inkluderet i 53 Aquarius-systemet.

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [31] fra stjernen 53 Aquarius (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 15 flere røde , orange dværge og gule dværge af spektralklassen G, K og M, samt 1 hvid dværg , som ikke var med på listen.

Noter

1. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
2. ↑ 1 2 3 Vinkeldiameter (δ) beregnes ved hjælp af formlen: , hvor R S er stjernens radius, udtrykt i AU; d S er afstanden til stjernen, udtrykt i AU.
3. ↑ I det 20. århundrede blev stjernen klassificeret som en G3V- dværg [ 18]
4. ↑ I det 20. århundrede blev stjernen klassificeret som en G3V-dværg [23]
5. ↑ SHJ - link til kataloget over James South - John Herschel , 345 - postnummer i deres katalog
6. ↑ BU - link til S. Burnhams katalog, 1307 - nummeret på posten i hans katalog

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (november 2007), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) V. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/00136:2707:5707 
2. ↑ 1 2 3 4 Nicolet, B. (1978), Photoelectric photometric Catalogue of homogene measurements in the UBV System, Astronomy and Astrophysics Supplement Series bind  34 : 1–49 
3. ↑ 1 2 Nordström, B.; Borgmester, M.; Andersen, J. & Holmberg, J. (maj 2004), Genève-Københavns undersøgelse af Solar-kvarteret. Alder, metalliciteter og kinematiske egenskaber af ~14 000 F og G dværge , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) T. 418: 989–1019 , DOI 10.1051/0004-6361:20035959 
4. ↑ 1 2 * 53 Aqr -- Spektroskopisk binær  (engelsk) . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hentet 7. april 2020. Arkiveret fra originalen 7. april 2020.
5. ↑ 1 2 3 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 10.1051/0004-6361/2081014444 
6. ↑ Brown, AGA; et al. (August 2018), Gaia Data Release 2: Resumé af indholdet og undersøgelsesegenskaberne , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) V. 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-record for denne kilde hos VizieR 
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Sjette katalog over visuelle binære  stjerners kredsløb . United States Naval Observatory . Hentet 3. juni 2017. Arkiveret fra originalen 1. august 2017.
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Pasquini, L.; Liu, Q. & Pallavicini, R. (juli 1994), Lithium-overflod af nærliggende sol-lignende stjerner, Astronomy and Astrophysics  (Eng.) bind 287 (1): 191-205 
9. ↑ 1 2 3 4 Grå, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF & McFadden, MT (juli 2006), Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 indenfor 40 parsecs: The Northern Sample I , The Astronomical Journal  (Eng.) bind 132 (1) : 161-170 , DOI 10.1086/504637 
10. ↑ 1 2 3 4 Cvetkovic, Z.; Ninkovic, S. On the Component Masses of Visual Binaries  (engelsk)  // Serbian Astronomical Journal : journal. - 2010. - Bd. 180 . - S. 71-80 . - doi : 10.2298/SAJ1080071C . - .
11. ↑ 1 2 3 4 5 Plavchan, Peter; Werner, M.W.; Chen, CH & Stapelfeldt, KR (juni 2009), New Debris Disks Around Young, Low-Mass Stars Discovered with the Spitzer Space Telescope , The Astrophysical Journal vol  . 698 (2): 1068–1094 , DOI 10.1088/ 0004/637X/698 698/2/1068 
12. ↑ 1 2 3 4 Torres, CAO; Quast, G.R.; da Silva, L. & de La Reza, R. (december 2006), Søg efter associationer, der indeholder unge stjerner (SACY). I. Prøve og søgemetode , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) V. 460 (3): 695–708 , DOI 10.1051/0004-6361:20065602 
13. ↑ *53 Aqr A –  Stjerne med høj egenbevægelse . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hentet 7. april 2020. Arkiveret fra originalen 7. april 2020.
14. ↑ *53 Aqr B –  Stjerne med høj egenbevægelse . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hentet 7. april 2020. Arkiveret fra originalen 7. april 2020.
15. ↑ Martínez-Arnáiz R., Maldonado J., Montes D. , Eiroa C., Montesinos B. Kromosfærisk aktivitet og rotation af FGK-stjerner i solens nærhed  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2010. - Vol. 520.—S. 79–79. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/200913725 - arXiv:1002.4391
16. ↑ Eggleton, P.P.; Tokovinin, AA Et katalog over mangfoldighed blandt lyse stjernesystemer  (engelsk)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2008. - September ( vol. 389 , nr. 2 ). - s. 869-879 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x . - . - arXiv : 0806.2878 .
17. ↑ 12 H.R. 8545 . Katalog over Bright Stars . Hentet 7. april 2020. Arkiveret fra originalen 7. april 2020. (Russisk)
18. ↑ 1 2 53  Aquarii . Internet Stellar Database .
19. ↑ 1 2 53  Aquarii . Univers guide . Arkiveret fra originalen den 7. april 2020.
20. ↑ 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].   
21. ↑ 1 2 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 
22. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  10322 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
23. ↑ H.R. 8544 . Katalog over Bright Stars . Hentet 7. april 2020. Arkiveret fra originalen 7. april 2020. (Russisk)
24. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  10321 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
25. ↑ Grundlæggende data (System:3509  ) . D. Pourbaix .
26. ↑ 53 AQR (53 Aquarii  ) . Jim Kaller, Stars . Hentet 7. april 2020. Arkiveret fra originalen 19. september 2020.
27. ↑ SHJ 345: Katalogindgang i Washington Double Star  . Hentet 7. april 2020. Arkiveret fra originalen 6. marts 2016.
28. ↑ Tokovinin, A. & Cantarutti , R. (februar 2008), First Speckle Interferometry at SOAR Telescope with Electron-Multiplication CCD , Publications of the Astronomical Society of the Pacific vol  . 
29. ↑ 53  Aquarii . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 7. april 2020. Arkiveret fra originalen 23. januar 2013.
30. ↑ UCAC2 25674796 – Dobbelt eller multipel  stjerne . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hentet 7. april 2020. Arkiveret fra originalen 7. april 2020.
31. ↑ Stjerner inden for 20 lysår fra 53 Aquarii:  (engelsk) . Internet Stellar Database .

Links

• Billede 53  Vandmanden