Zeta ormar

Zeta Serpentis, ζ Serpents, Zeta Serpentis, ζ Serpentis , förkortning. Zeta Ser, ζ Ser  är en singelstjärna [9] i ekvatorialkonstellationen Serpens , tillhörande ormens svansasterism . Stjärnan har en skenbar magnitud på +4,615 [3] och, enligt Bortle-skalan , är den synlig för blotta ögat på en lantlig /förortsövergångshimmel . 

Från mätningar av parallax som togs under Hipparcos- uppdraget är stjärnan känd för att vara cirka 76,8 ly  bort . år ( 23,6  st ) från jorden [2] . Stjärnan observeras söder om 87°N. sh. [10] , det vill säga den är synlig på nästan hela den bebodda jordens territorium , med undantag för polarområdena. Den bästa observationstiden är juni [10] .

Själva rörelsen hos Zeta Serpens visar att stjärnan rör sig med en hastighet som är mycket högre än hastigheten för andra stjärnor i förhållande till solen : dess radiella heliocentriska hastighet är −43  km/s [10] , vilket är 4,3 gånger hastigheten för lokala stjärnor på den galaktiska skivan , och det betyder också att stjärnan närmar sig solen . Stjärnan själv rör sig över himmelssfären åt sydost [11] .

Stjärnnamn

Zeta Serpentis ( Latiniserad Eta Serpentis ) är Bayers beteckning för stjärnan 1603 [11] . Med tanke på att Zeta Serpens (ζ - den sjätte bokstaven i det grekiska alfabetet ) - en stjärna av femte magnituden är den femtonde ljusaste i stjärnbilden , och Theta Serpens (θ - den åttonde bokstaven i det grekiska alfabetet ) är överst i stjärnbilden , Bayer ordnade ganska tydligt åtminstone några av stjärnorna efter position, inte efter ljusstyrka. Stjärnan har också beteckningen som ges av Flamsteed  - 57 Serpentis ( lat.  58 Serpentis ) och beteckningen som ges av Gould  - 17 Cau G Serpentis ( lat.  17 Cau G Serpentis ) [11] (det vill säga den 17:e stjärnan i asterismen "Snake's Tail" ( lat  Serpens Cauda )).

Stjärnegenskaper

Zeta Serpens är en gul-vit dvärg av spektraltyp F2V [6] [b] . Stjärnan utstrålar för närvarande energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på omkring 6529 [1] , vilket ger den dess karakteristiska gul-vita färg. Stjärnans massa är 1,429  [1] .

Eftersom stjärnan inte är långt borta kan stjärnans radie mätas direkt. och 1922 gjordes ett försök att mäta stjärnans diameter direkt. Sedan visade det sig att dess vinkeldiameter är 1,0  mas , och stjärnans fysiska diameter bestämdes i 1,7  [14] och detta var det bästa försöket, när ett nästan modernt värde på stjärnans radie erhölls. Nästa försök gjordes 1967 och då uppskattades radien till 1,2  [15] , vilket var, som vi vet idag, väldigt långt ifrån det moderna värdet. Nästa försök var 1969 och då mättes Zeta Serpens vinkeldiameter till 0,69  mas och stjärnans fysiska radie uppskattades till 1,6  [16] . Och slutligen gjordes det sista försöket 1973 och då mättes stjärnans vinkeldiameter till 0,52  mas och stjärnans fysiska radie uppskattades till 1,0  [17] . Men alla dessa försök att mäta, förutom det första, var mycket långt ifrån det moderna värdet, som uppskattas till 1,961  [1] .

Stjärnans ljusstyrka är 6,25  [1] . För att en planet som liknar vår jord ska få ungefär samma mängd energi som den tar emot från solen måste de placeras på ett avstånd av 2,5  AU. e. , det vill säga ungefär där asteroidbältet är beläget i solsystemet , och mer specifikt till den omloppsbana där Ceres roterar . Dessutom, från ett sådant avstånd, skulle Zeta Serpents se nästan 16% mindre ut än vår sol , som vi ser den från jorden - 0,42° ( solens vinkeldiameter  är 0,5°) [c] .

Stjärnan har en ytgravitation på 4,14  CGS [7] eller 138 m/s 2 , det vill säga nästan 2 gånger mindre än på solen ( 274,0 m/s 2 ), vilket tydligen kan förklaras av en liten massa vid en stor stjärndiameter. Planetbärande stjärnor tenderar att ha en högre metallicitet än solen, och Zeta Serpens har ett metallicitetsvärde nästan en fjärdedel mindre än solens : dess järnhalt i förhållande till väte är 76 % [7] .

Zeta Serpens roterar med en hastighet av 69,3  km/s [5] , det vill säga nästan med en hastighet av 35 gånger solrotationen , vilket ger en stjärnrotationsperiod på cirka 1,47 dagar. Zeta Serpens har dock en egenskap som är karakteristisk för stjärnor med större massa. En stjärna kännetecknas av den så kallade "utbrytningshastigheten" i F5-klassen, vid 1,25 eller så solmassor . Nedanför denna massa roterar mogna dvärgar långsamt, som ett resultat av motståndet som genereras av deras magnetiska fält , som är associerade med deras expanderande stjärnvindar . Bland hetare, mer massiva stjärnor försvagas magnetfält och försvinner sedan som ett resultat av att ytkonvektionen som bidrar till att skapa dessa fält försvinner. Stjärnor som Zeta Serpens har aldrig saktat ner mycket sedan deras födelse, som solen , till exempel . Visserligen är dess rotationshastighet liten jämfört med stjärnorna i spektralklassen B, där stjärnor, som till exempel 48 Libra , kan nå rotationshastigheter på 400  km/s och högre [18] .

Åldern för Zeta Serpent är 2,4  miljarder år [1] , och eftersom, vi vet från teorin om stjärnutveckling att stjärnor med massor som Zeta Serpent lever omkring 3,7  miljarder år , har stjärnan levt i nästan två tredjedelar av sitt liv på huvudsekvens .

Stjärnans omedelbara miljö

Följande stjärnsystem är inom 20 ljusår [19] från stjärnan Zeta Serpens (endast den närmaste stjärnan, ljusast (<6,5 m ), och anmärkningsvärda stjärnor ingår). Deras spektraltyper visas mot bakgrunden av färgerna i dessa klasser (dessa färger är hämtade från namnen på spektraltyperna och motsvarar inte stjärnornas observerade färger):

Nära stjärnan, på ett avstånd av 20 ljusår , finns det cirka 15 fler röda , orangea dvärgar och gula dvärgar av spektralklassen G, K och M, samt 2 vita dvärgar som inte fanns med i listan.

Anteckningar

1. ↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
2. ↑ På 1900-talet klassificerades Zeta Serpens antingen som en subjätte av spektraltyp F2IV [12] , eller som en gul-vit dvärg av spektraltyp F3V [13]
3. ↑ Vinkeldiametern (δ) beräknas med formeln: , där R S är stjärnans radie, uttryckt i AU. ; d S är avståndet till stjärnan

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Boyajian , Tabetha S.; McAlister, Harold A.; van Belle, Gerard & Gies, Douglas R. ( februari 2012 ), Stellar Diameters and Temperatures. I. Huvudsekvens A, F och G Stars , The Astrophysical Journal vol 746 (1): 101 , DOI 10.1088/0004-637X/746/1/101 . Se Tabell 10.   
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. Validering av den nya Hipparcos-reduktionen  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2007. - Vol. 474 , nr. 2 . - s. 653-664 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . - . - arXiv : 0708.1752 . Vizier-kataloginlägg Arkiverad 5 februari 2021 på Wayback Machine
3. ↑ 1 2 3 4 Kozok, JR Fotometriska observationer av emission av B-stjärnor i södra Vintergatan  // Astronomy and Astrophysics Supplement Series: journal  . - 1985. - September ( vol. 61 ). - s. 387-405 . - .
4. ↑ Gontcharov, GA Pulkovo Sammanställning av radiella hastigheter för 35 495 Hipparcos-stjärnor i ett gemensamt system  (engelska)  // Astronomy Letters  : journal. - 2006. - November ( vol. 32 , nr 11 ). - s. 759-771 . - doi : 10.1134/S1063773706110065 . - . - arXiv : 1606.08053 .
5. ↑ 1 2 3 Reiners, A. ( januari 2006 ), Rotation- and temperature-dependence of stellar latitudinal differential rotation , Astronomy and Astrophysics vol. 446 (1): 267–277 , DOI 10.1051/0004-600639: 10369:1   
6. ↑ 1 2 (Eng.) Gray, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF & McFadden, MT ( oktober 2003 ), Bidrag till Nearby Stars (NStars)-projektet: Spectroscopy of Stars Tidigare än M0 inom 40 Parsecs: The Northern Sample. I. , The Astronomical Journal vol. 126 (4): 2048–2059 , DOI 10.1086/378365   
7. ↑ 1 2 3 Balachandran, Suchitra ( 1 maj 1990 ), Litiumutarmning och rotation i huvudsekvensstjärnor , Astrophysical Journal , Del 1 Vol. 354: 310–332 , DOI 10.1086/168691   
8. ↑ *zet Ser -- Stjärna med hög properrörelse  . SIMBAD Astronomical Object Database . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Hämtad 8 november 2019. Arkiverad från originalet 5 november 2020.
9. ↑ Eggleton, P.P.; Tokovinin, AA En katalog över mångfald bland ljusstarka stjärnsystem  (engelska)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2008. - Vol. 389 , nr. 2 . - P. 869-879 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x . - . - arXiv : 0806.2878 .
10. ↑ 123 H.R. 6710 . _ Katalog över ljusa stjärnor . Hämtad 8 november 2019. Arkiverad från originalet 13 augusti 2020. (ryska)
11. ↑ 1 2 3 Zeta Serpentis (57 Serpentis)  Stjärnfakta . Universum guide . Hämtad 8 november 2019. Arkiverad från originalet 20 juni 2018.
12. ↑ z Serpentis  . Alcyone Bright Star-katalog . Hämtad 8 november 2019. Arkiverad från originalet 20 november 2010.
13. ↑ Zeta Serpentis  . Internet Stellar Database .
14. ↑ CADARS katalogpost: recno=  8036 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
15. ↑ CADARS katalogpost: recno=  8034 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
16. ↑ CADARS katalogpost: recno=  8033 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
17. ↑ CADARS katalogpost: recno=  8035 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
18. ↑ Jim Kaller. ZETA SER (Zeta Serpentis).  (engelska) . Stjärnor . University of Illinois . Hämtad 8 november 2019. Arkiverad från originalet 4 november 2016.
19. ↑ Stjärnor inom 20 ljusår från Zeta Serpentis:  (engelska) . Internet Stellar Database .

Länkar

• Bild på Zeta Serpent