Sigma Gemini | |||||||||||||||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
dobbeltstjerne | |||||||||||||||||||||||||
Stjernens position i stjernebilledet er angivet med en pil og cirklet. | |||||||||||||||||||||||||
Observationsdata ( Epoke J2000.0 ) |
|||||||||||||||||||||||||
Type | dobbeltstjerne | ||||||||||||||||||||||||
højre opstigning | 07 t 43 m 18,73 s [1] | ||||||||||||||||||||||||
deklination | +28° 53′ 0,64″ [1] | ||||||||||||||||||||||||
Afstand | 125,1±0,9 St. år (38,3±0,3 pct .) [a] | ||||||||||||||||||||||||
Tilsyneladende størrelse ( V ) | 4,20 [2] | ||||||||||||||||||||||||
Konstellation | Tvillinger | ||||||||||||||||||||||||
Astrometri | |||||||||||||||||||||||||
Radial hastighed ( Rv ) | +25,56 ± 2,72 [3] km/s | ||||||||||||||||||||||||
Korrekt bevægelse | |||||||||||||||||||||||||
• højre opstigning | +62,66 [1] mas om året | ||||||||||||||||||||||||
• deklination | −230,32 [1] mas om året | ||||||||||||||||||||||||
parallakse (π) | 26,08 ± 0,19 [1] mas | ||||||||||||||||||||||||
Absolut størrelse (V) | +1,36 [4] | ||||||||||||||||||||||||
Spektral karakteristika | |||||||||||||||||||||||||
Spektral klasse | K1IIIe [5] | ||||||||||||||||||||||||
Farveindeks | |||||||||||||||||||||||||
• B−V | +1,11 [2] | ||||||||||||||||||||||||
• U−B | +0,97 [2] | ||||||||||||||||||||||||
variabilitet | RS CVn [6] | ||||||||||||||||||||||||
fysiske egenskaber | |||||||||||||||||||||||||
Alder | 5 ± 1 [7] år | ||||||||||||||||||||||||
Temperatur |
4474+26 −108[8] K |
||||||||||||||||||||||||
Lysstyrke | 37,902 ± 0,809 [8] L ⊙ | ||||||||||||||||||||||||
metallicitet | −0,02 [13] [14] | ||||||||||||||||||||||||
Rotation | 26,2 km/s [15] | ||||||||||||||||||||||||
Orbitale elementer | |||||||||||||||||||||||||
Periode ( P ) |
19,6027 ± 0,0005 dage eller 0,054 ± 0,0027 [7] år |
||||||||||||||||||||||||
Hovedakse ( a ) | 4,63±0,04 [7] ″ | ||||||||||||||||||||||||
Excentricitet ( e ) | 0,0143 [9] | ||||||||||||||||||||||||
Tilbøjelighed ( i ) | 107,7 ± 0,8 [7] °v | ||||||||||||||||||||||||
Periapsis-argument (ω) | 0 [7] | ||||||||||||||||||||||||
Koder i kataloger
Ba Sigma Gemini; σ Gemini , Sigma Geminorum , σ Geminorum , sigma Gem , σ Gem | |||||||||||||||||||||||||
Information i databaser | |||||||||||||||||||||||||
SIMBAD | data | ||||||||||||||||||||||||
Stjernesystem | |||||||||||||||||||||||||
En stjerne har 2 komponenter. Deres parametre er vist nedenfor: |
|||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||
Kilder: [5] | |||||||||||||||||||||||||
Oplysninger i Wikidata ? |
Sigma Gemini (σ Gemini, Sigma Geminorum, σ Geminorum , forkortet sigma Gem, σ Gem ), er en spektroskopisk dobbeltstjerne [16] i det nordlige stjernebillede Tvillingerne , beliggende ved siden af Pollux på linjen mellem den og Castor. Sigma Gemini har en tilsyneladende stjernestørrelse på +4,20 m [2] og er ifølge Bortle-skalaen synlig med det blotte øje selv på byhimlen .
Fra målinger af parallakse opnået under Hipparcos- missionen [1] vides det, at stjernen er omkring 125,1 meter væk . år ( 38,3 pct . ) fra Jorden . Stjernen observeres nord for 62 ° S. sh. , det vil sige, at den er synlig på næsten hele den beboede Jords territorium , med undtagelse af polarområderne i Antarktis . Det bedste tidspunkt for observation er januar [17] .
Sigma Gemini bevæger sig meget hurtigt i forhold til Solen : dens radiale heliocentriske hastighed er næsten lig med 46 km/s [17] , hvilket er mere end 4 gange hastigheden af de lokale stjerner på den galaktiske skive , og det betyder også, at stjernen bevæger sig væk fra Solen . En stjerne bevæger sig hen over himlen mod sydøst [18] .
Sigma Gemini ( lat. Sigma Geminorum ) er Bayers betegnelse for stjernen i 1603 [18] . Selvom stjernen har betegnelsen σ ( Sigma er det 18. bogstav i det græske alfabet ), er selve stjernen den 19. lyseste i stjernebilledet . 75 Gemini ( latiniseret variant af lat. 75 Geminorum ) er Flamsteeds betegnelse [18] .
Betegnelserne for komponenterne som Sigma Gemini Aa, Ab og AB følger af den konvention, der blev brugt af Washington Visual Double Star Catalog (WDS) for stjernesystemer , og vedtaget af International Astronomical Union (IAU) [19] .
Sigma Gemini er et tæt par stjerner, hvis lysstyrke er +4,28 m og +11,0 m [10] . Begge stjerner er adskilt fra hinanden med en vinkelafstand på 4,63 " [7] , hvilket svarer til kredsløbets semi-hovedakse mellem ledsagerne på mindst 0,15448 AU ( 23.109.879 km. ) og en omløbsperiode på mindst , 19,6027 dage [7] (til sammenligning er radius af Merkurs bane 0,387 AU og omdrejningsperioden er 87,97 dage. ) Banen har næsten nul excentricitet , hvilket er lig med 0,0143 .9][ [7] og det betyder, at stjernerne roterer i en retrograd bane , som det ses fra Jorden .
Hvis vi ser fra retningen Sigma Gemini Aa til Sigma Gemini Ab, så vil vi se en gul/orange stjerne, der skinner med en lysstyrke på −27,54 m , altså med en lysstyrke på 2,09 af Solens lysstyrke . Desuden vil stjernens vinkelstørrelse være - 2,59 ° [c] , det vil sige 5,17 gange større end vores sol. På den anden side, hvis vi ser fra siden af Sigma Gemini Ab på Sigma Gemini Aa, vil vi se en enorm orange stjerne, der skinner med en lysstyrke på -34,26 m , det vil sige med en lysstyrke på 1018 Solens lysstyrke . Desuden vil stjernens vinkelstørrelse være - 144 ° [c] , det vil sige 288 gange større end vores sol.
Sigma Gemini er et eksempel på en kold og meget velundersøgt RS type Canis Hound variabel stjerne , såsom Epsilon Ursa Minor , Lambda Andromeda eller Rana ( Delta Eridani ). Variable stjerner som RS Hounds of the Dogs er tætte binære systemer med en ledsager [20] . Lysstyrken af Sigma Gemini-variablen varierer fra +4,13 m til +4,29 m med en periode på 19,423 dage. [21] . Stjernernes lysstyrke viser tegn på ellipsoid ændring , da Sigma Gemini Aa delvist fylder sin Roche-lap på grund af gravitationsinteraktionen mellem de to stjerner [7] .
Systemets nuværende alder er defineret som 5 ± 1 milliard år [7] , men det er også kendt, at stjerner med en masse på 1,28 [7] lever på hovedsekvensen i omkring 5 milliarder år . Stjernen har allerede passeret subgiant -stadiet, og i øjeblikket er stjernen en orange kæmpe , og derfor vil Sigma Gemini Aa om nogle få titusinder af år, og måske flere millioner år, blive en rød kæmpe . Desuden vil den i denne fase af dens eksistens absorbere Sigma Gemini Ab, muligvis lave et glimt, der ligner en ny stjerne , og derefter, når den taber dens ydre skaller, vil den blive en hvid dværg .
Sigma Gemini Aa - at dømme efter dens spektraltype K1III [11] er en udviklet orange kæmpe . Dens masse er 1,28 [7] , hvilket betyder, at stjernen i begyndelsen af sin udvikling var en dværgstjerne i hovedsekvensen af spektraltypen F3V [22] i tabel VII og VIII . For en sådan dværg var en effektiv overfladetemperatur i størrelsesordenen 6800 K karakteristisk i løbet af dens levetid på hovedsekvensen , så i løbet af sin udvikling "øgede" stjernen sin spektraltype til F0 og effektive temperatur til 7610 K , hvilket gav den den karakteristiske gul-hvide farve som en spektralstjerne, klasse Dens radius var dengang i størrelsesordenen 1,3 , og dens lysstyrke var dengang 3,24 [22] Tabel VII og VIII . 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 1,8 AU . e. altså i den indre del af Asteroidebæltet . Fra en sådan afstand ville Sigma Gemini Aa desuden se 23 % mindre ud end vores sol , som vi ser den fra Jorden - 0,38 ° [c] ( den vinkeldiameter på vores sol er 0,5 °). Desuden roterede en orange stjerne med en vinkeldiameter på 0,22° ved siden af den i en vinkelafstand på 1,5° (ved den maksimale afstand) .
På grund af stjernens høje lysstyrke kan dens radius måles direkte, og det første forsøg af denne art blev gjort i 1922 [23] , og da stjernen er binær , blev radius af den klareste komponent højst sandsynligt målt. Data om disse målinger er angivet i tabellen.
År | m | Spektrum | D ( mas ) | R abs ( ) | Comm. |
1922 | 4,26 | K0 | 4.0 | 5.4 | [23] |
1969 | 4.17 | K1III | 2.8 | fjorten | [24] |
Nu ved vi, at stjernens radius skulle være 10,1 [7] , det vil sige, at målingen fra 1969 var den mest passende, men ikke nøjagtig. Den kombinerede lysstyrke af de to stjerner er blevet målt til at være 37,9 [8] , dog er lysstyrken af Sigma Gemini Aa i størrelsesordenen 39 ± 2 [7] , hvilket generelt er acceptabelt.
Sigma Gemini Aas rotationshastighed er næsten 13 gange solens og er lig med 26,2 km/s [3] , hvilket giver stjernens rotationsperiode på 19,47 [16] dage. Ækvatorrotationshastigheden viser, at stjerneparret er synkroniseret på nogenlunde samme måde som Månens rotation . Denne tidevandslås har fået kæmpen til at rotere med en hurtigere end normal hastighed og skabt betydelig magnetisk aktivitet (som følge af en naturlig dynamo forårsaget til dels af rotationen; Solen gør det samme). Sigma Gemini Aas overflade har store " stjernepletter " (beslægtet med solpletter , og de dækker op til 30% af overfladen), som er orienteret til Sigma Gemini Ab [16] . Pletterne er ret kolde, deres temperatur er omkring ( 3500 K ), og de ligger på de midterste breddegrader nord og syd for stjernernes ækvator og forårsager en ændring i lysstyrken på omkring en tiendedel af en størrelsesorden under rotation. Disse pletter ser ud til at migrere mod polen med en gennemsnitshastighed på 0,12 ± 0,03 km/s [16] Magnetisk aktivitet skaber aktive ydre områder og en varm korona , hvilket gør Sigma Gemini til en af de lyseste stjernerøntgenkilder [25] med en lysstyrke på 119,41⋅10 29 erg /s [12] og gør det endda synligt i radiospektret . Stjernen blev registreret til at udsende kraftige udbrud, der øgede dens kraft i det højenergi-ultraviolette spektrum med 9 gange. Som et resultat af den tætte binære interaktion er stjernen en "antisolær rotator" [16] , det vil sige, at den roterer hurtigere fra ækvator til polerne, og ikke langsommere, i modsætning til hvad vi ser på Solen [20] .
Også, at dømme efter massen, som er lig med 0,73 [7] , blev stjernen Sigma Gemini Ab født som en orange dværg , spektral type K2.5V [26] . Dens radius er nu i størrelsesordenen 0,75 , og dens lysstyrke er nu i størrelsesordenen 0,21 . Dens effektive temperatur når 4900 K , hvilket giver stjernen dens karakteristiske orange farve som en stjerne af spektral type K.
I 1877 den irske astronom Robert Ballopdagede dualiteten af Sigma Gemini, det vil sige opdagede AB-komponenten og stjernerne kom ind i katalogerne som BLL 23 [d] . Derefter, i 2011, blev der indtastet data i kataloget om, at stjernen er en spektroskopisk binær , det vil sige, at oplysninger om komponenterne Aa og Ab blev indtastet, og stjernen blev indtastet i kataloger som CIA 7 [e] . Parametrene for kredsløbet for en spektroskopisk binær har imidlertid været kendt siden 1936 [27] . Ifølge Washington Catalogue of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [10] [28] :
Komponent | År | Antal målinger | Positionsvinkel | Vinkelafstand | Tilsyneladende størrelse af komponent I | Tilsyneladende størrelse af komponent II |
Aa, Ab | 2011 | 5 | 19° | 0,0" | 4,28 m _ | 11.00 _ |
2012 | 22° | 0,0" | ||||
AB | 1877 | 7 | 315° | 178,6" | 4,28 m _ | 10,80 m |
1909 | 316° | 182,2" | ||||
1998 | 319° | 195,5" |
Ved at opsummere al information om stjernen kan vi sige, at stjernen Sigma Gemini har en satellit (komponent Aa, Ab), en stjerne af 11. størrelsesorden, placeret i en meget lille vinkelafstand , som den har ændret, bevæger sig i en elliptisk bane , i løbet af de sidste år, og hun er bestemt en sand følgesvend.
I nærheden er en stjerne af 11. størrelsesorden (komponent AB), placeret i en vinkelafstand på 195,5 buesekunder , men at dømme efter dens bevægelse kommer den ikke ind i Sigma Gemini-systemet, idet den blot er en baggrundsstjerne, der ligger på sigtelinjen .