Lille Hestedelta

Delta Lille Hest (δ Lille Hest, Delta Equulei, δ Equulei , forkortet del Equ, δ Equ ) er en dobbeltstjerne i stjernebilledet Lille Hest . Det Lille Hestedelta har en tilsyneladende størrelse på +4,49 m [2] , og er ifølge Bortl-skalaen synlig med det blotte øje selv på byhimlen . 

Fra målinger af parallakse opnået under Hipparcos- missionen [1] vides det, at stjernen er omkring 59,4  meter væk . år ( 18,2  pct .) [13] fra Jorden . Stjernen observeres nord for 80 ° S. sh. , det vil sige, at den er synlig på næsten hele den beboede Jords territorium , med undtagelse af de subpolære områder i Antarktis . Det bedste tidspunkt for observation er august [14] .

Det Lille Hestedelta bevæger sig med en lidt højere hastighed i forhold til Solen end resten af ​​stjernerne: dens radiale heliocentriske hastighed er -15  km/s [14] , hvilket er 50 % hurtigere end hastigheden for de lokale stjerner i Galaktien disk , og det betyder også , at stjernen nærmer sig Solen . Stjernen bevæger sig hen over himlen mod sydøst [15] .

Stjernenavn

Delta Little Horse ( latiniseret som Delta Equulei ) er Bayers betegnelse for stjernen i 1603 [15] . Selvom stjernen har betegnelsen delta (4. bogstav i det græske alfabet ), er selve stjernen den 2. lyseste i stjernebilledet. Stjernen har også en betegnelse givet af Flamsteed  - 7 Little Horse ( lat.  7 Equulei ) [15] .

Egenskaber for en dobbeltstjerne

Det Lille Hestedelta er et tæt par næsten identiske stjerner, en slags dobbeltsol, som kan studeres med spektrografer som en spektral dobbeltstjerne og ved hjælp af teleskoper som en almindelig dobbeltstjerne [16] . Teleskopet viser, at der er tale om to stjerner, hvis lysstyrke er +5,19 m og +5,22 m [17] .

Begge stjerner er adskilt fra hinanden med en vinkelafstand på 0,232  " [6] , hvilket svarer til kredsløbets semi-hovedakse på mindst 4,81  AU og en omløbsperiode på mindst 5,7  år [6] (til sammenligning, radius af Jupiters kredsløb  er 5,2  AU og omdrejningsperioden ]6[0,44) Systemets excentricitet er meget stor og beløber sig tilår11,86 er 2,7  AU Orbitalhældningen er også meget stor og beløber sig til 99,4 ° [6] , det vil sige, at systemet praktisk talt "ligger på siden" og desuden roterer i en retrograd bane , set fra Jorden.

Hvis vi ser fra Lille Heste A delta til Lille Hest B delta i periastronen , så vil vi igen se en gul-hvid stjerne, der skinner med en lysstyrke på −25,28 m [18] , altså med en lysstyrke på 0,27 af vores sols lysstyrke. Desuden vil stjernens vinkelstørrelse være - 0,26 ° [c] , det vil sige 2 gange mindre end Solen , da sidstnævntes vinkeldiameter er 0,5 °. På den anden side, hvis vi ser fra siden af ​​Lille Heste A deltaet til Lille Hest B delta i apoaster , så vil vi se en gul-hvid stjerne, der skinner med en lysstyrke på -23,34 m [18] , dvs. , med en lysstyrke på 4,5 % af vores sols lysstyrke . Desuden vil stjernens vinkelstørrelse være - 0,1 ° [c] , det vil sige 5 gange mindre end Solen . Da begge stjerner har næsten samme lysstyrke, vil vi se næsten det samme billede, hvis vi ser fra nærheden af ​​Little Horse B deltaet til stjernen Little Horse A deltaet. Planeten kan være i en stabil 37-årig bane, på afstand på mindst 16  AU. e. [16] , altså noget tættere på end den bane, hvor Uranus befinder sig i solsystemet , hvis semi- hovedakse er 19,22  AU.

Alderen af ​​systemet af Lille Hestedelta er ret stor og beløber sig til 3,0  milliarder [3] .

Begge stjerner er dværge af spektraltype F7V [9] [d] , hvilket indikerer, at brinten i stjernens kerne tjener som kerne "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen . Stjerner udstråler energi fra deres ydre atmosfære ved de samme effektive temperaturer på omkring 6200 [9] , hvilket giver dem den karakteristiske hvid-gule farve som en stjerne af spektraltype F .

Masserne af stjerner er fælles for dværge og er 1.192  [6] og 1.187  [6] . På grund af den lille afstand til stjernerne kan deres radier måles direkte, og det første forsøg af denne art blev gjort i 1922 . Stjernens vinkelstørrelse blev derefter estimeret til 1,2  mas , hvilket betyder, at i en sådan afstand blev den absolutte radius af Little Horse-deltaet anslået til at være 10 % større end Solens radius [19] . Ved efterfølgende målinger blev radius af komponent A estimeret til at være 10 % større end Solens radius [20] , og radius af komponent B blev estimeret til at være lig med Solens radius [21] . Det menes dog i øjeblikket, at deres radier er noget større end Solens radius og er henholdsvis 1,3  [9] og 1,25  [9] . Begge stjerner skinner også 2 gange stærkere end vores sol , deres lysstyrke er henholdsvis 2,25  [9] og 2,07  [9] . For at en planet, der ligner vores Jord , kan modtage omtrent den samme mængde energi, som den modtager fra Solen, skal de placeres i en afstand på 1,5  AU. dvs. omtrent i kredsløbet om Mars . Fra en sådan afstand ville begge stjerner i Little Horse deltasystemet desuden se næsten 8-12 % mindre ud end vores sol , som vi ser det fra Jorden - 0,44 ° -0,46 ° ( den vinkeldiameter på vores sol  er 0,5 °) . Dette er dog alt sammen teoretisk, da systemet med Lille Hestedeltaet er binært, der er store gravitationsforstyrrelser i det, og derfor kan der eksistere stabile baner for begge stjerner, kun i en afstand mindre end 0,66 AU  . e. [16] .

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

William Herschel definerede Little Horse deltaet som et bredt binært system ved at tilføje en komponent, som vi i dag kalder AB-C. V. Ya. Struve mente senere, at denne stjerne ikke er en del af Little Horse delta-systemet og blot er en optisk dobbeltstjerne , og stjernen blev inkluderet i katalogerne som STT 535 [e] , komponent AB. Imidlertid fandt hans søn O. V. Struve , som gjorde efterfølgende observationer i 1852 , at selvom adskillelsen af ​​komponenterne i den optiske binære fortsatte med at stige, viste Little Horse deltasystemet sig selv at være et meget mere kompakt binært system , dvs. den opdagede AB-komponenten [22] . Han inkluderede også den tredje komponent, opdaget af Herschel, og hele systemet blev inkluderet i katalogerne som STF2777 [f] . William Husseyomkring 1900 ved Lick Observatory , for første gang korrekt bestemt omløbsperioden på 5,7 år [23] , dog var andre elementer i kredsløbet stadig væsentligt forskellige fra moderne værdier. Som et resultat afløste Delta Little Horse den tidligere "rekordholder" Kappa Pegasus som den dobbeltstjerne med den korteste kendte omløbsperiode (11,6 år) [23] . De fuldstændige regulære elementer i kredsløbet blev senere beregnet af Willem Leuthen og offentliggjort i 1934 [24] . Over tid forfinede yderligere visuelle og spektroskopiske observationer disse resultater. Ifølge Washington Catalog of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [2] [17] :

Sammenfattende alle oplysningerne om stjernen kan vi sige, at stjernen Delta Small Horse har en satellit på femte størrelsesorden placeret i en meget lille vinkelafstand , som den har bevaret i de sidste næsten 200 år, og den er uden tvivl en sand følgesvend. I nærheden ligger komponent "C" [25] (komponent AB-C), en stjerne af 10. størrelsesorden, der netop ligger i sigtelinjen på afstand, at dømme efter parallaksen, 1108  ly. år . Selve stjernen er kendt som UCAC2 35491293.

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [26] fra stjernen Delta Little Horse (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. ↑ 1 2 Den absolutte størrelse beregnes ved formlen: , hvor er den tilsyneladende størrelse, er afstanden til objektet i pc , 10 stk .
3. ↑ 1 2 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. ↑ Indtil 2010'erne blev Little Horse deltaet klassificeret enten som et par dværge af spektraltypen F7 og G0 [7] , derefter som et par dværge af spektraltypen F5V og G0V [2]
5. ↑ STT - link til kataloget over V.Ya. Struve, 535 - nummeret på posten i hans katalog
6. ↑ STT - link til kataloget over V.Ya. Struve, 2777 - postnummer i hans katalog

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 d Equulei  . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 20. oktober 2019. Arkiveret fra originalen 29. april 2016.
3. ↑ 1 2 3 Casagrande , L.; Schönrich, R.; Asplund, M. & Cassisi, S. ( 2011 ), New constraints on the chemical evolution of the solar area and Galactic disc(s). Forbedrede astrofysiske parametre for Geneva-Copenhagen Survey , Astronomy & Astrophysics T. 530 (A138): 21 , DOI 10.1051/0004-6361/201016276   
4. ↑ Anderson , E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters vol . 38(5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015   
5. ↑ 1 2 Mermilliod , J.-C. ( 1986 ), Kompilering af Eggens UBV-data, transformeret til UBV (upubliceret), Katalog over Eggens UBV-data   
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Muterspaugh , Matthew W.; Lane, Benjamin F.; Fekel, Francis C. & Konacki, Maciej ( marts 2008 ), Masses, Luminosities, and Orbital Coplanarities of the μ Orionis Quadruple-Star System from Phases Differential Astrometry , The Astronomical Journal vol. 135 (3): 766–7776 , DOI .18810 /0004-6256/135/3/766 Se tabel 5.   
7. ↑ 1 2 3 *del Equ -- Spectroscopic binary , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=del+Equ > . Hentet 27. august 2019. Arkiveret 29. december 2018 på Wayback Machine   
8. ↑ 1 2 (eng.) Malkov, O. Yu.; Tamazian, V.S.; Docobo, JA & Chulkov, D.A. ( 2012 ), Dynamical Masses of a Selected Sample of Orbital Binaries , Astronomy & Astrophysics bind 546:5, A69 , DOI 10.1051/0004-6361/201219774   
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Torres , G.; Andersen, J. & Giménez, A. ( februar 2010 ), Nøjagtige masser og radier af normale stjerner: moderne resultater og anvendelser , Astronomy and Astrophysics Review bind 18 (1–2): 67–126 , DOI 10.1007/s00159-009 -0025-1   
10. ↑ 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
11. ↑ Casagrande L. , Schönrich R., Asplund M. , Ramírez I., Meléndez J., Bensby T., Cassisi S. , Feltzing S. Nye begrænsninger for den kemiske udvikling af solområdet og galaktiske skiver  .) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2011. - Vol. 530.-P. A138. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201016276 - arXiv:1103.4651
12. ↑ 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
13. ↑ Muterspaugh, Matthew W.; Lane, Benjamin F.; Konacki, Maciej; Burke, Bernard F.; Colavita, M.M.; Kulkarni, S.R.; Shao, M. PHASES High-Precision Differential Astrometry of δ Equulei  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2005. - Vol. 130 , nr. 6 . - P. 2866-2875 . - doi : 10.1086/497035 . - . — arXiv : astro-ph/0507585 .
14. ↑ 12 H.R. 8123 . Katalog over Bright Stars . (Russisk)
15. ↑ 1 2 3 Delta Equulei (7 Equulei) Stjernefakta  . Univers guide . Arkiveret fra originalen den 26. juni 2018.
16. ↑ 1 2 3 Jim Kaler. DELTA EQU (Delta Equulei)  (engelsk) . Stjerner . University of Illinois . Hentet 20. oktober 2019. Arkiveret fra originalen 16. december 2006.
17. ↑ 1 2 STT 535 aad STF2777 : Katalogindgang i Washington Double Star Katalog  . Hentet 20. oktober 2019. Arkiveret fra originalen 21. marts 2016.
18. ↑ 12 Delta Equulei . _ Internet Stellar Database . 
19. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  9846 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
20. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  9848 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
21. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  9847 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
22. ↑ Struve, Otto Wilhelm. På nogle nyligt opdagede Dobbeltstjerner  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1859. - Vol. 20 . - S. 8-13 . - doi : 10.1093/mnras/20.1.8 . — .
23. ↑ 1 2 William Joseph Hussey: Trial Elements of the Orbit of δ Equulei, OΣ 535 . I: Publications of the Astronomical Society of the Pacific . bd. 12, august. 76, 1900, s. 215–218. , doi:10.1086/121393 . Es gibt zwar ältere, jedoch falsche Periodenbestimmungen (Wroublewsky, 1887: 11.48 Jahre; Se, 1895–1896: 11.45 Jahre).
24. ↑ Willem Jacob Luyten : Nye baner for fire binære stjerner . I: Publications of the Astronomical Society of the Pacific . bd. 46, august. 272, 1934, S. 199. . doi:10.1086/124454 .
25. ↑ (engelsk) UCAC2 35491293 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , . Hentet 27. august 2019.   
26. ↑ Stjerner inden for 20 lysår fra Delta Equulei:  (eng.) . Internet Stellar Database .

Links

• Billede af Little Horse  Delta