31 Orla

31 Orla (31 Aquilae , förkortat 31 Aql ) är en stjärna i den ekvatoriska stjärnbilden Örnen nordväst om Altair . 31 Eagle är Flamsteeds beteckning , även om stjärnan också har Bayers beteckning  b Eagle . Stjärnan har en skenbar magnitud på +5,16 m [2] , och enligt Bortle-skalan är den synlig för blotta ögat även på en ljus förortshimmel . 

Från mätningar av parallax erhållna under Hipparcos- uppdraget [1] är det känt att stjärnan är omkring 49,5 ly  bort . år ( 5,18  pct . ) från jorden . Stjärnan observeras norr om 79 ° S , det vill säga den är synlig nästan över hela den bebodda jordens territorium , med undantag för de södra polarområdena i Antarktis . Den bästa tiden för observation är juli [12] .

31 Orla rör sig mycket snabbare i förhållande till solen än resten av stjärnorna: dess radiella heliocentriska hastighet är −100  km/s [12] , vilket är 10 gånger snabbare än hastigheten för de lokala stjärnorna på den galaktiska skivan , och den betyder att stjärnan närmar sig solen. Det antyder också att stjärnan är en besökare från en annan del av galaxen , troligen från den centrala bulan , där stjärnor med hög metallhalt finns [13] .

För tillfället är stjärnan upplöst i fem komponenter med olika metoder. När de fem komponenterna namnges används de 31 örnbeteckningarna B, C, D, E och BC enligt konventionen som används av Washington Visual Double Star Catalog (WDS) och antagen av International Astronomical Union (IAU) för att beteckna stjärnsystem [14] .

Stjärnegenskaper

31 Orla är en subjätte , spektral typ G8IV [2] , vilket indikerar att vätereserverna i dess kärna håller på att ta slut och att stjärnan förvandlas till en jätte . Stjärnan utstrålar energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 5510  K [2] , vilket ger den den karakteristiska gul-vita [15] färgen för en sen stjärna av G-typ [16] .

Stjärnans massa är mycket större än solen och är 1,16  [4] . Dess radie är nästan en och en halv gång större än solens radie och är 1,379  [7] . Dessutom är stjärnan dubbelt så ljus som vår sol , dess ljusstyrka är 1,904  [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 1,38  AU. , det vill säga ungefär halva avståndet mellan jorden och Mars i solsystemet . Dessutom, från ett sådant avstånd, skulle 31 Orla se nästan 20% mindre ut än vår sol , som vi ser den från jorden - 0,39° ( solens vinkeldiameter  är 0,5°) [b] .

Stjärnan har en ytgravitation på 4,18  CGS [4] eller 151,36 m/s 2 , det vill säga mycket mindre än på solen ( 274,0 m/s 2 ), vilket tydligen kan förklaras av stjärnans stora yta vid inte särskilt stor massa. Planetbärande stjärnor tenderar att ha mer metallicitet än solen, och 31 Aquila har mer än dubbelt så mycket metallicitet : dess järnhalt i förhållande till väte är 234 % [8] av solvärdet. Det är också en av de märkliga metallrika stjärnorna vars järnhalt (i förhållande till väte) är mycket hög (i denna parameter faller stjärnan i en grupp med flera andra stjärnor, som Xi Korma och Alpha Indus ). Andra grundämnen: kisel , magnesium , svavel , kol och syre är också ganska höga. Således är 31 Eagle helt klart en besökare från en annan del av galaxen , eftersom metalliciteten hos stjärnorna i vår del av galaxen är mer eller mindre (ganska mindre) lika med solens [13] .

Stjärnans ålder är förmodligen densamma som för NGC 188 , det vill säga den äldsta kända öppna stjärnhopen , som beräknas vara cirka 5  miljarder år . För sin ålder är den förvånansvärt rik på andra element än väte eller helium , i motsats till populära antaganden om att de äldsta stjärnorna måste vara fattiga på metaller.

31 Orla uppvisar oregelbunden magnetisk aktivitet, som, till skillnad från den 11-åriga solcykeln , inte uppvisar periodiskt beteende [13] . Under observationer uppvisar stjärnan också variabilitet: under observationer fluktuerar stjärnans ljusstyrka med flera hundradelar av magnituden, varierande från 5,10 m till 5,19 m , men även utan någon periodicitet är inte heller typen av variabel fastställd [17] .

Ingen substellär satellit har hittats runt 31 Eagle. McDonald Observatory - teamet satte gränser för närvaron av en eller flera planeter runt 31 Aquila med massor av mellan 0,22 och 1,9 Jupitermassor och medelavstånd mellan 0,05 och 5,2 astronomiska enheter [18] .

Historia om studiet av stjärnmångfald

Stjärnans treenighet upptäcktes 1852 av O. V. Struve (komponenterna AB, AC och BC) och stjärnan kom in i vetenskaplig cirkulation som STT 588 [c] . Sedan 1887 vid Washburn Observatoryden fjärde komponenten av stjärnan (AD) upptäcktes. Och slutligen, 2001, upptäcktes den femte komponenten av stjärnan (AE). Enligt Washington Catalogue of Visual Binaries , anges parametrarna för dessa komponenter i tabellen [19] [14] :

Stjärnan verkar dock inte ha några satelliter. Det ansågs en gång ha fyra svaga stjärnföljeslagare av 8:e och 10:e magnituden på avstånd av 104,0, 146,0, 124,7, 4,2 bågsekunder och ett par BC separerade med 46,2 bågsekunder . Mätningar av deras rörelse visar dock att de rör sig mycket snabbt, och troligen har de visuella satelliterna ingen gravitationsförbindelse med 31 Eagle, det vill säga stjärnorna är helt enkelt i siktlinjen [13] . Dessutom kan BC-paret verkligen vara en riktig dubbelstjärna , men lite är känt om det.

Stjärnans omedelbara miljö

Följande stjärnsystem är inom 20 ljusår [20] från stjärnan 31 Aquila (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 4 vita dvärgar som inte fanns med i listan.

Anteckningar

1. ↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
2. ↑ Vinkeldiameter (δ) beräknas med formeln: , där R S är stjärnans radie, uttryckt i a.u. ; d CZ är avståndet till den beboeliga zonen
3. ↑ STT - länk till Struves katalog, 588 - ingångsnummer i hans katalog

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 5 6 7 Malagnini , ML & Morossi, C. ( november 1990 ), Exakta absoluta ljusstyrkor, effektiva temperaturer, radier, massor och ytgraviteter för ett utvalt urval av fältstjärnor, Astronomy and Astrophysics Supplement Series T. 85 (3): 1015–1019  
3. ↑ Wielen , R.; Schwan, H.; Dettbarn, C. & Lenhardt, H. ( 1999 ), Sixth Catalogue of Fundamental Stars (FK6). Del I. Grundläggande fundamentala stjärnor med direkta lösningar , Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg  
4. ↑ 1 2 3 4 5 Trevisan , M.; Barbuy, B.; Eriksson, K. & Gustafsson, B. (november 2011), Analys av gamla mycket metallrika stjärnor i solområdet , Astronomy&Astrophysics Vol . 535: A42 , DOI 10.1051/0004-6361/201016056 Se Tabell 13.  
5. ↑ 31  Aquilae . Internet Stellar Database . Hämtad: 7 juli 2019.
6. ↑ 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)  
7. ↑ 1 2 3 4 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.  
8. ↑ 1 2 Soubiran , C.; Bienayme, O.; Mishenina, TV & Kovtyukh, VV ( 2008 ), Vertikal distribution av galaktiska skivstjärnor. IV. AMR och AVR från clump giants , Astronomy and Astrophysics vol 480 (1): 91–101 , DOI 10.1051/0004-6361:20078788  
9. ↑ (engelska) *b Aql , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=b+Aql > . Hämtad 6 februari 2012.  
10. ↑ Baliunas S., Sokoloff D. , Soon W. Magnetisk fält och rotation i lägre huvudsekvensstjärnor: En empirisk tidsberoende magnetisk bodes relation?  (engelska) // Astrophys. J./E . Vishniac - IOP Publishing , 1996. - Vol. 457, Iss. 2. - S. 99–102. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/309891
11. ↑ 1 2 Tur R. E. Överflöd i den lokala regionen. II. F, G och K dvärgar och underjättar  (engelska) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 153, Iss. 1. - S. 21–21. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 - arXiv:1611.02897
12. ↑ 12 H.R. 7373 . Katalog över ljusa stjärnor . Hämtad 28 juli 2019. Arkiverad från originalet 23 november 2019. (ryska)
13. ↑ 1 2 3 4 31 AQL (31 Aquilae)  (engelska) . Jim Kaller, Stars . Hämtad 28 juli 2019. Arkiverad från originalet 4 november 2016.
14. ↑ 1 2 Vizier  katalogpost . Hämtad 28 juli 2019. Arkiverad från originalet 15 mars 2016.
15. ↑ 31  Aquilae . Universum guide . Hämtad: 7 juli 2019.
16. ↑ 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 3 december 2013 på Wayback Machine  
17. ↑ NSV 11994  . GAISH .
18. ↑ van Wittenmyer, RA ( 2 juni 2006 ), Detektionsgränser från McDonald Observatory Planet Search Program , Astronomical Journal vol. 132(1): 653–664 , DOI 10.1086/504942  
19. ↑ 31 Aquilae  (engelska)  (länk ej tillgänglig) . Alcyone Bright Star-katalog . Hämtad 28 juli 2019. Arkiverad från originalet 31 januari 2011.
20. ↑ Stjärnor inom 20 ljusår från 31 Aquilae:  (engelska) . Internet Stellar Database . Hämtad: 7 juli 2019.

Länkar

• Bild 31 Orla  (engelska)