Denne Hare

Denne Hare (η Hare, Eta Leporis, η Leporis , forkortet eta Lep, η Lep ) er en stjerne i det sydlige stjernebillede Hare . Denne hare har en tilsyneladende størrelse på +3,72 m [2] og er ifølge Bortle-skalaen synlig med det blotte øje selv på den indre byhimmel . 

Fra målinger af parallakse opnået under Hipparcos- missionen [1] vides det, at stjernen er omkring 48,5  meter væk . år ( 14,88  pct . ) fra Jorden . Stjernen observeres syd for 76°c. sh. , altså syd for ca. Novaya Zemlya , syd for ca. Prins Patrick , syd for Cape York (Kap, Grønland) , syd for ca. Store Colleway , det vil sige, synlig på næsten hele den beboede Jords territorium , med undtagelse af de polare områder i Antarktis . Det bedste tidspunkt for observation er december [10] .

Den gennemsnitlige rumlige hastighed af Eta Hare har komponenter (U, V, W)=(-5,86, 8,62, 1,30) [11] , hvilket betyder U= −5,86  km/s (bevæger sig væk fra det galaktiske centrum ), V= 8 .62  km/s (bevæger sig i retning af den galaktiske rotation) og W= 1,3  km/s (bevæger sig i retning af den galaktiske nordpol ). Denne hare bevæger sig meget langsomt i forhold til Solen : dens radiale heliocentriske hastighed er næsten lig med -2  ​​km/s [10] , hvilket er mere end 5 gange mindre end hastigheden for de lokale stjerner på den galaktiske skive , og det betyder også at stjernen nærmer sig Solen. På himlen bevæger stjernen sig mod nordvest [12] . Denne Hares galaktiske bane er i en afstand af 24.100  sv. år til 39 500  St. år fra galaksens centrum [13] .

Stjernenavn

Denne hare ( latiniseret Eta Leporis ) er Bayers betegnelse for  stjernen i 1603 [12] . Stjernen har betegnelsen η ( Dette er det 7. bogstav i det græske alfabet ), og også selve stjernen er den 7. lyseste i stjernebilledet. 16 Hare ( latiniseret variant af lat. 16 Leporis ) er Flamsteeds betegnelse [12] .  

Stjerneegenskaber

Denne Hare er en dværg af spektraltypen F2V [5] [b] , hvilket indikerer, at brinten i stjernens kerne stadig 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 6559,67  K [6] , hvilket giver den den karakteristiske gul-hvide farve som en stjerne af spektraltype F .

Stjernens masse er meget beskeden og udgør 1,42  [3] . Stjernens lysstyrke er nu anslået til 5.828  [6] [c] . 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 2,4 AU  . dvs. cirka ind i Asteroidebæltet , og mere specifikt cirka ind i kredsløbet, hvor asteroiden Massalia er placeret , hvis semi -hovedakse er 2,41 AU  . e. . Fra en sådan afstand ville denne hare desuden se 18% mindre ud end vores sol , som vi ser den fra Jorden - 0,41° [d] ( den vinkeldiameter på vores sol er 0,5°).

På grund af den lille afstand til stjernen kan dens radius måles direkte, og det første forsøg af denne art blev gjort i 1967 . Stjernens vinkelstørrelse blev derefter estimeret til 0,78  mas , hvilket betyder, at dens absolutte radius i denne afstand blev estimeret til 1,3  [15] , hvilket, som vi ved i dag, er 70 % af stjernens sande diameter. Det andet forsøg, der blev gjort i 1969 , var det mest succesfulde: Stjernens vinkelstørrelse blev derefter anslået til 0,95  mas , hvilket betyder, at dens absolutte radius på denne afstand blev anslået til 1,8  [16] . Og endelig, under det tredje forsøg, som fandt sted i 1977, blev følgende værdi af radius opnået: stjernens vinkelstørrelse blev derefter estimeret til 0,96  mas , hvilket betyder, at dens absolutte radius på denne afstand blev estimeret til 1,5  [ 17] . Stjernens radius er i øjeblikket anslået til 1,87  [6] [e] .

Stjernen har en overfladetyngdekraft på 3,5  CGS [6] eller 31,6 m/s 2 , det vil sige 8,67 gange mindre end på Solen ( 274,0 m/s 2 ), hvilket tilsyneladende kan forklares med en stor overflade på en stjerne med en lille masse. Planetbærende stjerner har en tendens til at have mere metallicitet end Solen, og Eta Hare har en metallicitetsværdi næsten den samme som på Solen [6] [f] . Denne Hare roterer med en hastighed, der er 13 gange højere end den solrige og lig med 26  km/s [7] , hvilket giver stjernen en rotationsperiode på 3,7 dage.

Alder på stjernen Eta Hare er defineret som 1,8  milliarder år [3] , og da stjerner med en masse på 1,42  [3] lever på hovedsekvensen på omkring 3,75  milliarder år , har stjernen omkring 1,95  milliarder år tilbage af livet. Hvis vi antager, at livets udvikling på kulstofbasis er universel og antager, at de samme love gælder i rummet som på Jorden , kan vi sige, at på en planet, der ligner Jorden ved siden af ​​This Hare , er evolutionen på det arkæiske stadium , og mere specifikt på scenen neoarchean , det vil sige, at dannelsen af ​​en ægte kontinental skorpe finder sted på planeten, og iltfotosyntese er også dukket op . Imidlertid vil livet ende på det neoproterozoiske stadium , for om 1,95  milliarder år vil denne Hare blive en rød kæmpe , og derefter, efter at have kastet sine ydre skaller, vil den blive en hvid dværg .

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [19] fra stjernen Eta Hare (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 10 flere røde , orange dværge og gule dværge af spektralklassen G, K og M, samt 2 hvide dværge , der ikke var med på listen.

Noter

Kommentarer

1. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
2. ↑ I det 20. århundrede blev Eta Zaytsa klassificeret som en kæmpe af spektraltypen F1III [11] [14]
3. ↑ I begyndelsen af ​​det 21. århundrede blev en stjernes lysstyrke anslået til at være flere procent højere end 6,03  [4]
4. ↑ Vinkeldiameteren (δ) beregnes ved formlen: , hvor R S er stjernens radius, udtrykt i AU. ; d S er afstanden til stjernen
5. ↑ I begyndelsen af ​​det 21. århundrede blev stjernens radius anslået til 1,52  [18] , det vil sige, at den blev anset for at være 30 % mindre
6. ↑ I begyndelsen af ​​det 21. århundrede mente man, at stjernen havde en lille mangel på metaller, og metalliciteten blev estimeret til -0,19 [3] , altså 64,6 %

Kilder

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. Validering af den nye Hipparcos-reduktion  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2007. - Bd. 474 , nr. 2 . - S. 653-664 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . - . - arXiv : 0708.1752 . Visirkatalogindgang
2. ↑ 1 2 3 4 Johnson, HL; Iriarte, B.; Mitchell, R.I.; Wisniewskj, WZ UBVRIJKL fotometri af de klare stjerner  //  Communications of the Lunar and Planetary Laboratory : journal. - 1966. - Bd. 4 , nr. 99 . - .
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Casagrande, L.; Schönrich, R.; Asplund, M.; Cassisi, S.; Ramirez, I.; Melendez, J.; Bensby, T.; Feltzing, S. Nye begrænsninger for den kemiske udvikling af solområdet og galaktiske skiver. Forbedrede astrofysiske parametre for Geneva-Copenhagen Survey  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2011. - Juni ( bind 530 ). — P. A138 . - doi : 10.1051/0004-6361/201016276 . - . - arXiv : 1103.4651 .
4. ↑ 12 Anderson , E.; Francis, Ch. XHIP: An extended hipparcos compilation  (engelsk)  // Astronomy Letters  : journal. - 2012. - Maj ( bd. 38 , nr. 5 ). - s. 331-346 . - doi : 10.1134/S1063773712050015 . - . - arXiv : 1108.4971 . Visirkatalogindgang
5. ↑ 1 2 Grå, RO; Corbally, CJ; Garnison, RF; McFadden, M.T.; Bubar, EJ; McGahee, CE; O'Donoghue, A.A.; Knox, ER Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 indenfor 40 pc-The Southern Sample  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 132 . — S. 161 . - doi : 10.1086/504637 . - . - arXiv : astro-ph/0603770 .
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Brown, AGA; et al. ( August 2018 ), Gaia Data Release 2: Resumé af indholdet og undersøgelsesegenskaberne , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-rekord for denne kilde hos VizieR 
7. ↑ 1 2 Zorec, J.; Royer, F. Rotationshastigheder for stjerner af A-typen. IV. Udvikling af rotationshastigheder  (engelsk)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2012. - Bd. 537 . — P. A120 . - doi : 10.1051/0004-6361/201117691 . - . - arXiv : 1201.2052 .
8. ↑ *eta Lep - Stjerne med høj  egenbevægelse . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database.
9. ↑ Hoffleit, D.; Warren, Jr., W.H. The Bright Star Catalogue  . - 5. reviderede (foreløbig version). HR 2085 , databaseindtastning, CDS ID V/50 . Tilgået på nettet 3. februar 2011.
10. ↑ 12 H.R. 2085 . Katalog over Bright Stars . (Russisk)
11. ↑ 1 2 Eta  Leporis . Internet Stellar Database .
12. ↑ 1 2 3 Eta Leporis (16 Leporis) Stjernefakta  . Univers guide .
13. ↑ Eta Leporis (HIP 28103)  (engelsk)  (downlink) . Arkiveret fra originalen den 23. december 2019.
14. ↑ h  Leporis . Alcyone Bright Star-katalog .
15. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  2905 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
16. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  2903 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
17. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  2902 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
18. ↑ Rhee, Joseph H.; Sang, Inseok; Zuckerman, B. & McElwain, Michael ( maj 2007 ), Karakterisering af støvede affaldsdiske: The IRAS and Hipparcos Catalogs , The Astrophysical Journal  bind 660 (2): 1556-1571 , DOI 10.1086/509912 
19. ↑ Stjerner inden for 20 lysår fra Eta Leporis:  (eng.) . Internet Stellar Database .

Links

• Billede af denne hare