Lambda Aurigae

Lambda Aurigae (λ Aurigae, Lambda Aurigae , förkortat lam Aur, λ Aur ) är en stjärna i den norra stjärnbilden Auriga . Stjärnan har en skenbar magnitud på 4,71 m [2] och är enligt Bortle-skalan synlig för blotta ögat på förortshimlen.

Från mätningar av parallax som tagits under Hipparcos- uppdraget är stjärnan känd för att vara cirka 41,2 ly  bort . år ( 12,63  st ) från solen [1] . Stjärnan observeras norr om 50°S. sh. , det vill säga praktiskt taget över hela den bebodda jordens territorium , med undantag för de polära områdena i Antarktis . Den bästa observationstiden är december [12] .

Stjärnnamn

λ Aurigae- ( Latiniserad Lambda Aurigae ) är Bayers beteckning .  Stjärnan har även beteckningen som ges av Flamsteed  - 15 Aurigae.

Stjärnan kan ha fått namnet "Al Khurr", vilket betyder "hjort" på arabiska [13] . λ Aurigae, tillsammans med µ Aurigae och ρ Aurigae , inkluderades i asterismen "Tent" Eng.  Al Ḣibāʽ ( arab. ألحباع ‎), som gavs av Qazvini [13] . Enligt stjärnkatalogen i Technical Memorandum 33-507 – en förkortad stjärnkatalog som innehåller 537 namngivna stjärnor – var Al Ḣibāʽ namnet på tre stjärnor: λ Aurigae som Al Ḣibāʽ I, µ Aurigae som Al Ḣibā Alʃ Auriga II och ʢibāϽ I III [14] .

I kinesisk astronomi, stjärnan tillhör konstellationen "Nätverk"och asterismen 咸池( Xián Chí ), som betyder " Pool of Harmony " , bestående av Lambda Aurigae, Rho Aurigae och HD 36041 [15] .  Därför är Aurigaes Lambda själv känd som咸池三( Xián Chí sān , engelska den tredje stjärnan i poolen av harmoni  - "Tredje stjärnan i poolen av harmoni") [16] .  

Stjärnegenskaper

Lambda Aurigae är en gul dvärg av spektraltyp G1V [5] , vilket indikerar att stjärnan använder väte i sin kärna som kärnbränsle. Stjärnans sammansättning är mycket lik solen , men något större i massa och radie [6] . Stjärnan har en yttyngdkraft på 4,02  CGS [17] eller 104,7 m/s 2 , det vill säga nästan tre gånger mindre än på solen ( 274,0 m/s 2 . Den är 73 % ljusare än solen [5] och strålar ut energi från dess yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på omkring 5890  K [9] , vilket ger den den gulaktiga nyansen av en stjärna av G-typ [18] .

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 1,35  AU. (det vill säga något närmare än Mars , vars omloppsradie är 1,56  AU ). Dessutom, från ett sådant avstånd, skulle Lambda Aurigae se 25% mindre ut än vår sol , som vi ser den från jorden - 0,75° ( solens vinkeldiameter  är 0,5°) [19] .

Lambda Aurigae har en låg nivå av ytaktivitet och är i ett tillstånd som liknar Maunderminimum på solen [20] , möjligen till följd av dess höga ålder (stjärnor blir äldre och roterar långsammare som ett resultat av magnetisk retardation) [ 21] .

Roterande med en ekvatorialhastighet på 2  km / s (det vill säga med en hastighet nästan lika med solen), tar denna stjärna cirka 35 dagar att fullborda ett helt varv. Som ett resultat av en kombination av massa (7 % mer än solen) och ljusstyrka (eftersom huvudsekvensstjärnor blir ljusare när de åldras) kan åldern för Lambda Aurigae uppskattas till 6,2 miljarder år (det vill säga 1,7 miljarder år äldre ) än solen). Med tanke på den teoretiska livslängden för en stjärna på 8 miljarder år har stjärnan, även om den för närvarande fortfarande är en riktig dvärg, inte mycket tid kvar på sig för att slutföra kärnfusion och bli en riktig underjätte, som alla stjärnor i sin klass [21] .

Stjärnan har inte visat sig ha några planeter, åtminstone inte ännu, även om Lambda Aurigae i sig är något rik på metaller (stjärnor som har planeter tenderar att ha fler metaller), och järnhalten (i förhållande till väte ) är 15 % högre , än solen. De flesta andra kemiska grundämnen är också ganska stora, även om kväve och kol är något undertryckta [21] .

Aurigaes lambda har undersökts för överskott av infraröd emission , vilket kan indikera närvaron av en cirkumstellär skiva av damm , men inget signifikant överskott har observerats [7] . Stjärnan är en möjlig medlem av Epsilon Indus rörliga grupp av stjärnor , vars medlemmar delar en gemensam rörelse genom rymden. De rumsliga hastighetskomponenterna för denna stjärna är [U,V,W] = [+76,-39,-6] km/s , det vill säga många gånger större än de för stjärnorna som omger solen [22] .

Stjärnmångfald

Dualiteten av en stjärna upptäcktes av V. Ya. Struve 1836 ( den moderna komponenten av AD). Enligt Washington Catalogue of Visual Binaries , anges parametrarna för dessa komponenter i tabellen [23] :

Stjärnan verkar dock inte ha några satelliter. Även om tabellen listar fyra satelliter (14:e magnituden Lambda Aurigae B vid 29,1", 13:e magnituden Lambda Aurigae C vid 41,7", och 9:e magnituden Lambda Aurigae D och E på 146,6" och 168,8"), visar deras rörelser att dessa stjärnor rör sig mycket snabba, och troligtvis har de ingen gravitationskoppling med Lambda Aurigae, det vill säga att de alla är i siktlinjen. Själva rörelsen hos Lambda Aurigae visar dock att stjärnan är en besökare från en annan del av galaxen , eftersom stjärnan rör sig med en enorm hastighet på 76  km/s i förhållande till solen , vilket är nästan fem gånger snabbare än den lokala stjärnor på den galaktiska skivan [21] .

Stjärnans omedelbara miljö

Följande stjärnsystem ligger inom 20 ljusår [24] från Lambda Aurigae-systemet (endast den närmaste stjärnan, den ljusaste (<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 25 fler röda , orange och gula dvärgar av spektralklassen M, K, G och 2 vita dvärgar som inte fanns med i listan.

Anteckningar

1. ↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, Floor ( November 2007 ) , Validering av den nya Hipparcos-reduktionen , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6004-6004-6004-6004-6004-63611:catalog : 83570 I/311 Arkiverad 5 december 2012. .   
2. ↑ 1 2 3 4 Johnson , HL; Iriarte, B.; Mitchell, RI & Wisniewskj, WZ ( 1966 ), UBVRIJKL fotometri av de ljusa stjärnorna, Communications of the Lunar and Planetary Laboratory Vol . 4 (99)   
3. ↑ Nordström , B.; Borgmästare, M.; Andersen, J. & Holmberg, J. ( maj 2004 ), The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighborhood. Åldrar, metalliciteter och kinematiska egenskaper hos ~14 000 F- och G-dvärgar , Astronomy and Astrophysics vol. 418: 989–1019 , DOI 10.1051/0004-6361:20035959   
4. ↑ Holmberg , J.; Nordström, B. & Andersen, J. ( juli 2009 ), The Geneva-Copenhagen survey of the solar quarter. III. Förbättrade avstånd, åldrar och kinematics , Astronomy and Astrophysics vol. 501 (3): 941–947 , DOI 10.1051/0004-6361/200811191   
5. ↑ 1 2 3 4 5 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.   
6. ↑ 1 2 Takeda, Genya ; Ford, Eric B.; Sills, Alison & Rasio, Frederic A. ( februari 2007 ), Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Physical Properties of ~1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog , The Astrophysical Journal Supplement Series Vol. 168(2): 297–318 , DOI 10.1086/509763   
7. ↑ 1 2 3 Greaves, JS ; Wyatt, MC & Bryden, G. ( augusti 2009 ), Skräpskivor runt närliggande solanaloger , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol .   
8. ↑ Mamajek, Eric E. & Hillenbrand, Lynne A. ( november 2008 ) , Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics , The Astrophysical Journal vol 687(2): 1264–1293 , 1108/501.   
9. ↑ 1 2 (eng.) Kovtyukh, VV; Soubiran, C.; Belik, SI & Gorlova, NI ( 2003 ), Effektiva temperaturer med hög precision för 181 FK-dvärgar från linjedjupsförhållanden , Astronomy and Astrophysics vol. 411 (3): 559–564 , DOI 10.1051/0004-603317:203178:   
10. ↑ Takeda , Yoichi; Sato, Bun'ei; Kambe, Eiji & Masuda, Seiji ( februari 2005 ), High-Dispersion Spectra Collection of Nearby F-K Stars at Okayama Astrophysical Observatory: A Basis for Spectroscopic Abundance Standards , Publications of the Astronomical Society of Japan Vol . 57 (1): 13–25 , DOI 10.1093/pasj/57.1.13   
11. ↑ *lam Aur -- Stjärna med hög properrörelse , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=lam+Aur > . Hämtad 27 januari 2019. Arkiverad 29 januari 2019 på Wayback Machine   
12. ↑ HR 1729 . Katalog över ljusa stjärnor . Hämtad 29 januari 2019. Arkiverad från originalet 29 januari 2019. (ryska)
13. ↑ 1 2 Allen, RH Stjärnnamn: deras kunskap och  betydelse . — Omtryck. - New York , NY: Dover Publications Inc , 1963. - P. 91. - ISBN 0-486-21079-0 .
14. ↑ Rhoads, Jack W. (15 november 1971 ) , tekniskt memorandum 33-507-A Reduced Star Catalog Containing 537 Named Stars , California Institute of Technology: Jet Propulsion Laboratory , < https://ntrs.nasa. gov/archive/ nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19720005197_1972005197.pdf > . Hämtad 19 augusti 2012. Arkiverad 29 oktober 2013 på Wayback Machine   
15. ↑ (kinesiska)中國星座神話, skriven av 陳久金. Publicerad av 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 . 
16. ↑ (kinesiska)  AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 13 日Arkiverad 16 juli 2011 på Wayback Machine
17. ↑ Chen , YQ; Nissen, P.E.; Zhao, G. & Zhang, HW (februari 2000), Kemisk sammansättning av 90 F och G diskdvärgar , Astronomy and Astrophysics Supplement vol. 141: 491–506 , DOI 10.1051/aas:2000124   
18. ↑ The Color of Stars , Commonwealth Scientific and Industrial Research Organization , 21 december 2004 , < http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html > . Hämtad 16 januari 2012. Arkiverad från originalet 10 mars 2012.   
19. ↑ Lambda Aurigae  . Internet Stellar Database .
20. ↑ Lubin, Dan ; Tytler, David & Kirkman, David ( mars 2012 ), Frequency of Maunder Minimum Events in Solar-type Stars Inferred from Activity and Metallicity Observations , The Astrophysical Journal Letters Vol 747 (2): L32 , DOI 10.1088/2041-8205/747 /2/L32   
21. ↑ 1 2 3 4 Kaler, James B., LAMBDA AUR (Lambda Aurigae) , University of Illinois , < http://stars.astro.illinois.edu/sow/lambdaaur.html > Arkiverad 24 juni 2021 på Wayback Machine   
22. ↑ Kovacs, N. & Foy, R. (augusti 1978 ) , En detaljerad analys av tre stjärnor i Eggens Epsilon INDI-rörelsegrupp, Astronomy and Astrophysics vol 68 (1–2): 27–31   
23. ↑ l Aurigae  (engelska)  (länk ej tillgänglig) . Alcyone Bright Star-katalog . Datum för åtkomst: 29 januari 2019. Arkiverad från originalet den 4 mars 2016.
24. ↑ Stjärnor inom 20 ljusår från Lambda Aurigae:  (eng.) . Internet Stellar Database .

Länkar

• Bilder på Lambda  Aurigae