Zeta Skytten

Zeta Skytten ( ζ Skytten , Zeta Sagittarii , ζ Sagittarii , förkortad Zeta Sgr , ζ Sgr ) är ett multipelt stjärnsystem i stjärnbilden Skytten .

Även om stjärnan har beteckningen Zeta (6:e bokstaven i det grekiska alfabetet ) är stjärnan i sig den 3:e ljusaste i stjärnbilden, efter Epsilon Sagittarius (1,79 m ) och Sigma Sagittarius (+2,05 m ). Stjärnan har en skenbar stjärnmagnitud på +2,59 [2] , och är enligt Bortle-skalan synlig för blotta ögat även på innerstadshimlen ( engelska  Inner-city ).

Från mätningar av parallax erhållna under Hipparcos- uppdraget [1] är det känt att stjärnan är cirka 88 ± 2  ly bort. år ( 27,0 ± 0,6  pc ) från jorden . Stjärnan observeras söder om 61°N. sh. , det vill säga söder om Aberdeen ( 57°N ), Oslo ( 59°N ), St. Petersburg ( 59°N ). Stjärnan Zeta Sagittarii har en stor sydlig deklination, och därför är stjärnan synlig på de mellersta breddgraderna i Ryssland mycket lågt ovanför horisonten. Den bästa tiden för observation är juli , då den är synlig i de södra delarna av Ryssland [10] .

Zeta Skytten rör sig med en hastighet 2 gånger snabbare i förhållande till solen än resten av stjärnorna: dess radiella heliocentriska hastighet är +22  km/s [10] [3] , vilket är 2,2 gånger snabbare än hastigheten för de lokala stjärnorna i den galaktiska skivan , och betyder också att stjärnan rör sig bort från solen och för cirka 1,0-1,4 miljoner år sedan, var inom 7,5 ± 1,8  sv. år ( 2,3 ± 0,55  pc ) från solen [11] .

Stjärnnamn

Zeta Sagittarii - ( Latiniserad Zeta Sagittarii ) är Bayers beteckning för  stjärnan 1603 [4] .

Stjärnan har också en beteckning som ges av Flamsteed  - 38 Skytten ( lat.  38 Sagittarii ) och en beteckning som ges av Gould  - 130 G Skytten ( lat.  130 G Sagittarii ) [4] .

Zeta Sagittarii har det traditionella namnet Ascella ( Latin  Ascella ), från det sena latinska ordet för "armhåla" (Skytten). I katalogen över stjärnor "Al-Ahsasi al-Muakkets kalender"denna stjärna betecknades "Talat al-Sadirah" ( latin:  Thalath al Sadirah ), vilket översattes till latin som "Tertia τού al Sadirah" som betyder "den tredje återvändande strutsen" sedan Phi Sagittarii , Sigma Skytten , Zeta Sagittarii, Skyttens Chi , Tau av Skytten bildar en asterism i "strutsar som återvänder (till boet)" [12] .

2016 organiserade International Astronomical Union IAU Working Group on Star Names (WGSN) [13] för att katalogisera och standardisera riktiga stjärnnamn . WGSN godkände namnet Ascella ("Ascella") för Zeta Sagittarii A-komponenten. Sedan den 12 september 2016 har den inkluderats i listan över godkända stjärnnamn av IAU [14] .

Zeta Skytten bildar tillsammans med Gamma Skytten , Delta Skytten , Epsilon Skytten , Lambda Sagittarii , Sigma Skytten , Tau Skytten och Phi Skytten asterismkokaren [ 15] .

I kinesisk astronomi, stjärnan tillhör stjärnbilden參旗( Sān Qí ) "Slev"tillsammans med Phi Skytten , Lambda Skytten , Mu Sagittarius , Sigma Skytten , Tau Skytten . Därför är det kinesiska namnet för Zeta Sagittarii själv斗宿一, Dǒu Sù yī  - "First Star of the Bucket" - Eng.  the First Star of Dipper [16] .

För närvarande löses stjärnan upp i tre komponenter med olika metoder. När de tre komponenterna namnges används beteckningarna Zeta Sagittarius A, B och C enligt konventionen som används av Washington Visual Double Star Catalog (WDS) och antas av International Astronomical Union (IAU) för att beteckna stjärnsystem .

Egenskaper för ett multipelsystem

Zeta Skytten har två huvudsakliga gravitationsmässigt bundna komponenter: den första komponenten, A, är en stjärna av spektralklass A med en skenbar magnitud på + 3,26 m . Den andra komponenten, B, har en skenbar magnitud på +3,47 m (den totala ljusstyrkan ger det binära systemet magnituden +2,61 m som vi observerar). Båda komponenterna klassificeras som antingen A2- dvärgar (som antyder fusion av helium från väte ) eller A4 -subjättar (som antyder ett nyligen upphört fusion), det sista påståendet verkar vara det mest korrekta [7] .

På ett avstånd av 71,6 tum finns en annan stjärna, C-komponenten av elfte magnituden (10,63 m ), men troligen är detta en optisk komponent och inte gravitationsmässigt relaterad till de andra två komponenterna.

På grund av deras närhet till varandra är parametrarna för stjärnor dåligt förstådda (ljuset från en stjärna förvränger ljuset från en annan). De roterar runt varandra på ett vinkelavstånd av minst en halv bågsund i genomsnitt [6] (vilket gör deras upplösning till ett stort problem även för ögat beväpnat med ett teleskop ). På ett avstånd av 88 ± 2  sv. år, detta motsvarar storleken på halvstoraxeln på 13,4  AU. (40% längre än Saturnus bana ). Systemets rotationsperiod är minst 21 075  år . Banan har en måttlig excentricitet lika med 0,211 [6] (ungefär som Merkurius  - 0,205). Stjärnorna närmar sig på ett minsta avstånd på 10,6  AU. (det vill säga ungefär in i Saturnus omloppsbana ) och ta bort dem till ett maximalt avstånd av 16,1  AU. (det vill säga ungefär 15 % närmare än Uranus omloppsbana ) [7] . Från omloppsbanan och Keplers lagar kan man hitta massfunktionen , som motsvarar den lägre uppskattningen av systemets totala massa lika med 5,26 ± 0,37  [6] , vilket är 25 % mer än vad som bestäms av ljusstyrka och temperatur (och teori om stjärnstruktur och evolution) [7] .

För att en planet som liknar vår jord ska få ungefär samma mängd energi som den tar emot från solen måste den placeras på ett avstånd av 5,57  AU. , vilket är ungefär där Jupiter finns i solsystemet . Dessutom, från ett sådant avstånd, skulle Zeta Skytten A se nästan 40% mindre ut än vår sol , som vi ser den från jorden - 0,31° [b] ( solens vinkeldiameter  är 0,5°). Det är dock osannolikt att systemet inte bara har beboeliga planeter, utan planeter i allmänhet, eftersom de båda stjärnornas gemensamma gravitation kommer att svepa ut dem ur systemet. Åldern för Zeta Sagittarius-systemet är cirka 0,5-0,7 miljarder  år [6] , därför, om några planeter bildades i det, så kommer de troligen att likna Merkurius eller Venus i solsystemet , både när det gäller avståndet till stjärnan, såväl som dess egenskaper. [7] .

Komponent A

Zeta Sagittarius A är en dvärg , spektral typ A2V, vilket indikerar att vätet i stjärnans kärna fungerar som kärnbränsle, det vill säga att stjärnan är på huvudsekvensen . Stjärnan utstrålar energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 9000  K [7] , vilket ger den den karakteristiska vit-gula färgen för en spektralstjärna av typ A och gör den till en källa för ultraviolett strålning [c] .

Massan av en stjärna är typisk för en dvärg och är: 2,2  [7] . Dess radie är mer än tre gånger solens radie och är 3,27  [4] . Dessutom är stjärnan mycket ljusare än vår sol , dess ljusstyrka är 31  [7] .

Stjärnan har en yttyngdkraft på 3,9  CGS [17] eller 79,4 m/s 2 , det vill säga mycket mindre än på solen ( 274,0 m/s 2 ), vilket tydligen kan förklaras av stjärnans stora yta . Rotationshastigheten är 77  km/s [18] , vilket ger stjärnan en rotationsperiod på cirka 5 dagar .

Komponent B

Zeta Sagittarii B är en stjärna av spektraltyp A4 [7] . Stjärnans massa är 2,1  [7] . Denna stjärna, liksom sin följeslagare, är mycket ljusare än vår sol , dess ljusstyrka är 26  [7] . Stjärnan utstrålar energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 8500  K [7] , vilket ger den den karakteristiska vit-gula färgen för en stjärna i spektralklass A och gör den, liksom sin följeslagare, till en källa för ultraviolett strålning .

Historia om studiet av stjärnmångfald

Enligt Washington Catalogue of Visual Binaries , anges parametrarna för dessa komponenter i tabellen [19] [20] :

Om vi ​​sammanfattar all information om stjärnan kan vi säga att stjärnan har en satellit - Zeta Sagittarii B och att stjärnorna rör sig tillsammans i rymden, det vill säga stjärnorna är inte bara på siktlinjen, utan är gravitationsmässigt kopplade till varje Övrig.

På ett avstånd av 71,6  " finns  en stjärna med dvs[21] ,), det vill säga komponenten "C"mmagnituden (10,63elfte från ett par stjärnor AB, som roterar med en period på minst 40 000  år . Små förändringar i vinkelavstånd under det senaste århundradet är dock förknippade med den förväntade rörelsen av ett par stjärnor AB i rymden i förhållande till den avlägsna bakgrunden, och därför är en liten rörelse av "C"-komponenten förmodligen en enkel slump av en stjärna som ligger i siktlinjen, vilket ökar osäkerheten i Zeta Sagittarius-systemet [7] .

Anteckningar

1. ↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
2. ↑ Vinkeldiameter (δ) beräknas med formeln: , där D S är stjärnans diameter, uttryckt i AU. ; d CZ är avståndet till den beboeliga zonen
3. ↑ Från Wiens förskjutningslag är strålningsenergin för en absolut svart kropp maximal vid en given temperatur vid en våglängd λ b \u003d (2,898⋅10 6 nm•K) / (6813 K) ≈ 322 nm , som ligger nära ultravioletta delen av det elektromagnetiska spektrumet

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( november 2007 ), Validation of the new Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6381:520   
2. ↑ 1 2 3 4 Johnson, HL; Iriarte, B.; Mitchell, R.I.; Wisniewskj, WZ UBVRIJKL fotometri av de ljusa stjärnorna  //  Communications of the Lunar and Planetary Laboratory : journal. - 1966. - Vol. 4 , nr. 99 . - .
3. ↑ 1 2 Wilson, RE General Catalogue of Stellar Radial  Velocities . — Carnegie Institution , 1953 .
4. ↑ 1 2 3 4 5 Ascella (Zeta Sagittarii, 38 Sagittarii)  Stjärnfakta . Universum guide .
5. ↑ 1 2 (engelska) * zet Sgr - Dubbel eller multipel stjärna , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Zeta+Sagittarii > . Hämtad 27 juni 2019. Arkiverad 3 oktober 2020 på Wayback Machine   
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 De Rosa , Robert J.; Tålamod, Jenny; Vigan, Arthur & Wilson, Paul A. ( 2011 ), The VAST Survey -- II. Orbital rörelseövervakning av stjärnmultiplar av A-typ , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society T. 422: 2765–2785 , DOI 10.1111/j.1365-2966.2011.20397.x   
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 ASCELLA (Zeta Sagittarii)  (engelska) . Jim Kaller, Stars . Hämtad 5 juli 2019. Arkiverad från originalet 10 april 2019.
8. ↑ Zorec J., Royer F. Rotationshastigheter för stjärnor av A-typ. IV. Utveckling av rotationshastigheter  (engelska) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2012. - Vol. 537. - S. 120-120. - 22.00 — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201117691 - arXiv:1201.2052
9. ↑ Díaz C. G., González J. F., Levato H., Grosso M. Exakta stjärnrotationshastigheter med hjälp av Fouriertransformen av korskorrelationsmaximum  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2011. - Vol. 531.-P. A143. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201016386 - arXiv:1012.4858
10. ↑ 12 H.R. 7194 . Katalog över ljusa stjärnor . Hämtad 5 juli 2019. Arkiverad från originalet 3 juli 2019. (ryska)
11. ↑ Dybczyński, PA ( april 2006 ), Simulering av observerbara kometer. III. Verkliga stjärnstörare från Oorts moln och deras produktion , Astronomy and Astrophysics V. 449 (3): 1233–1242 , DOI 10.1051/0004-6361:20054284   
12. ↑ Knobel, EB Al Achsasi Al Mouakket, på en katalog över stjärnor i Mohammad Al Achsasi Al Mouakkets kalender   // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 1895. - Juni ( vol. 55 ). — S. 430 . - doi : 10.1093/mnras/55.8.429 . - .
13. ↑ IAU Working Group on Star Names (WGSN  ) . Hämtad 22 maj 2016. Arkiverad från originalet 23 april 2020.
14. ↑ Namnge stjärnor  . IAU.org . Hämtad 16 december 2017. Arkiverad från originalet 11 april 2020.
15. ↑ Tekanna  . _ constellation-guide.com. Hämtad 13 maj 2017. Arkiverad från originalet 7 maj 2017.
16. ↑ (kinesiska) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日Arkiverad 15 april 2012 på Wayback Machine 
17. ↑ Gray, R.O .; 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   
18. ↑ Royer , F.; Zorec, J. & Gómez, AE ( februari 2007 ), Rotationshastigheter för stjärnor av A-typ. III. Hastighetsfördelningar , astronomi och astrofysik V. 463 (2): 671–682 , DOI 10.1051/0004-6361:20065224   
19. ↑ Ascella  (engelska)  (otillgänglig länk) . Alcyone Bright Star-katalog . Hämtad 5 juli 2019. Arkiverad från originalet 4 mars 2016.
20. ↑ Vizierkatalogpost  . _ Hämtad 5 juli 2019. Arkiverad från originalet 9 september 2021.
21. ↑ (engelska) GSC 06885-02777 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%402477635&Name=GSC%20068785-0 . Hämtad 27 juni 2019.   

Länkar

• Zeta Sagittarii , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Zeta+Sagittarii > . Hämtad 27 juni 2019.