Denna Hare

Denna Hare (η Hare, Eta Leporis, η Leporis , förkortat eta Lep, η Lep ) är en stjärna i den södra stjärnbilden Hare . Denna hare har en skenbar magnitud på +3,72 m [2] , och enligt Bortle-skalan är den synlig för blotta ögat även i innerstadshimlen . 

Från mätningar av parallax erhållna under Hipparcos- uppdraget [1] är det känt att stjärnan är omkring 48,5 ly  bort . år ( 14,88  pct . ) från jorden . Stjärnan observeras söder om 76°c. sh. , alltså söder om ca. Novaja Zemlja , söder om ca. Prins Patrick , söder om Cape York (Kap, Grönland) , söder om ca. Store Colleway , det vill säga synlig på nästan hela den bebodda jordens territorium , med undantag för de polära områdena i Antarktis . Den bästa tiden för observation är december [10] .

Medelhastigheten för Eta Hare har komponenter (U, V, W)=(-5,86, 8,62, 1,30) [11] , vilket betyder U= −5,86  km/s (rör sig bort från det galaktiska centrumet ), V= 8 .62  km/s (rör sig i den galaktiska rotationsriktningen) och W= 1,3  km/s (rör sig i den galaktiska nordpolens riktning ). Denna hare rör sig mycket långsamt i förhållande till solen : dess radiella heliocentriska hastighet är nästan lika med −2  km/s [10] , vilket är mer än 5 gånger mindre än hastigheten för de lokala stjärnorna på den galaktiska skivan , och det betyder också att stjärnan närmar sig solen. På himlen rör sig stjärnan mot nordväst [12] . Den galaktiska omloppsbanan för This Hare är på ett avstånd av 24 100  sv. år till 39 500  St. år från galaxens centrum [13] .

Stjärnnamn

Denna hare ( latiniserad Eta Leporis ) är Bayers beteckning för  stjärnan 1603 [12] . Stjärnan har beteckningen η ( Detta är den 7:e bokstaven i det grekiska alfabetet ), och även stjärnan själv är den 7:e ljusaste i stjärnbilden. 16 Hare ( latiniserad variant av lat. 16 Leporis ) är Flamsteeds beteckning [12] .  

Stjärnegenskaper

Denna Hare är en dvärg av spektraltypen F2V [5] [b] , vilket indikerar att vätet i kärnan av stjärnan fortfarande fungerar som ett kärnkrafts "bränsle", det vill säga att stjärnan är på huvudsekvensen . Stjärnan strålar ut energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 6559,67  K [6] , vilket ger den den karakteristiska gul-vita färgen hos en stjärna av spektraltyp F .

Stjärnans massa är mycket blygsam och uppgår till 1,42  [3] . Stjärnans ljusstyrka uppskattas nu till 5,828  [6] [c] . För att en planet som liknar vår jord ska ta emot ungefär samma mängd energi som den tar emot från solen, måste den placeras på ett avstånd av 2,4 AU  . e. det vill säga ungefär in i Asteroidbältet , och mer specifikt ungefär in i omloppsbanan där asteroiden Massalia är belägen , vars halvstora axel är 2,41 AU  . e. . Dessutom, från ett sådant avstånd, skulle denna hare se 18% mindre ut än vår sol , som vi ser den från jorden - 0,41° [d] ( den vinkeldiameter på vår sol är 0,5°).

På grund av det lilla avståndet till stjärnan kan dess radie mätas direkt, och det första försöket av detta slag gjordes 1967 . Stjärnans vinkelstorlek uppskattades då till 0,78  mas , vilket betyder att på detta avstånd uppskattades dess absoluta radie till 1,3  [15] , vilket, som vi vet idag, är 70 % av stjärnans verkliga diameter. Det andra försöket, som gjordes 1969 , var det mest framgångsrika: stjärnans vinkelstorlek uppskattades då till 0,95  mas , vilket betyder att på detta avstånd uppskattades dess absoluta radie till 1,8  [16] . Och slutligen, under det tredje försöket, som ägde rum 1977, erhölls följande värde på radien: stjärnans vinkelstorlek uppskattades då till 0,96  mas , vilket betyder att på detta avstånd uppskattades dess absoluta radie till 1,5  [ 17] . Stjärnans radie uppskattas för närvarande till 1,87  [6] [e] .

Stjärnan har en yttyngdkraft på 3,5  CGS [6] eller 31,6 m/s 2 , det vill säga 8,67 gånger mindre än på solen ( 274,0 m/s 2 ), vilket tydligen kan förklaras av en stor yta på en stjärna, med en liten massa. Planetbärande stjärnor tenderar att ha mer metallicitet än solen och Eta Hare har ett metallicitetsvärde nästan detsamma som på solen [6] [f] . Denna hare roterar med en hastighet som är 13 gånger högre än den solenergiska och lika med 26  km/s [7] , vilket ger stjärnan en rotationsperiod på 3,7 dagar.

Åldern på stjärnan Eta Hare definieras som 1,8  miljarder år [3] , och eftersom stjärnor med en massa på 1,42  [3] lever på huvudsekvensen på cirka 3,75  miljarder år har stjärnan cirka 1,95  miljarder år kvar av livet. Om vi ​​antar att livets utveckling på kolbas är universell och att samma lagar gäller i rymden som på jorden kan vi säga att på en planet som liknar jorden bredvid This Hare så är evolutionen på det arkeiska stadiet , och mer specifikt på scenen neoarchean , det vill säga bildandet av en riktig kontinental skorpa äger rum på planeten, och syrefotosyntes har också dykt upp . Men livet kommer att sluta i det neoproterozoiska stadiet , för om 1,95  miljarder år kommer denna hare att bli en röd jätte , och sedan, efter att ha kastat sina yttre skal, kommer den att bli en vit dvärg .

Stjärnans omedelbara miljö

Följande stjärnsystem är inom 20 ljusår [19] från stjärnan Eta Hare (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 ytterligare cirka 10 röda , orangea dvärgar och gula dvärgar av spektralklassen G, K och M, samt 2 vita dvärgar som inte fanns med i listan.

Anteckningar

Kommentarer

1. ↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
2. ↑ På 1900-talet klassades Eta Zaytsa som en jätte av spektraltypen F1III [11] [14]
3. ↑ I början av 2000-talet uppskattades en stjärnas ljusstyrka vara flera procent högre än 6,03  [4]
4. ↑ Vinkeldiametern (δ) beräknas med formeln: , där R S är stjärnans radie, uttryckt i AU. ; d S är avståndet till stjärnan
5. ↑ I början av 2000-talet uppskattades stjärnans radie till 1,52  [18] , det vill säga den ansågs vara 30 % mindre
6. ↑ I början av 2000-talet trodde man att stjärnan hade en liten brist på metaller, och metalliciteten uppskattades till -0,19 [3] , dvs 64,6 %

Källor

1. ↑ 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 . Vizierkatalogpost
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 3 4 5 6 7 8 Casagrande, L.; Schönrich, R.; Asplund, M.; Cassisi, S.; Ramirez, I.; Melendez, J.; Bensby, T.; Feltzing, S. Nya begränsningar för den kemiska utvecklingen av solområdet och galaktiska skivor. Förbättrade astrofysiska parametrar för Geneva-Copenhagen Survey  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2011. - Juni ( vol. 530 ). — P. A138 . - doi : 10.1051/0004-6361/201016276 . - . - arXiv : 1103.4651 .
4. ↑ 12 Anderson , E.; Francis, Ch. XHIP: An extended hipparcos compilation  (engelska)  // Astronomy Letters  : journal. - 2012. - Maj ( vol. 38 , nr 5 ). - s. 331-346 . - doi : 10.1134/S1063773712050015 . - . - arXiv : 1108.4971 . Vizierkatalogpost
5. ↑ 1 2 Gray, RO; Corbally, CJ; Garnison, RF; McFadden, M.T.; Bubar, EJ; McGahee, CE; O'Donoghue, A.A.; Knox, ER Bidrag till Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Tidigare än M0 inom 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. ( augusti 2018 ), Gaia Data Release 2: Sammanfattning av innehållet och undersökningsegenskaperna , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) Vol 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-post för denna källa på VizieR 
7. ↑ 1 2 Zorec, J.; Royer, F. Rotationshastigheter för stjärnor av A-typ. IV. Evolution of rotationshastigheter  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2012. - Vol. 537 . — P. A120 . - doi : 10.1051/0004-6361/201117691 . - . - arXiv : 1201.2052 .
8. ↑ *eta Lep - Stjärna med hög proporrörelse  . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database.
9. ↑ Hoffleit, D.; Warren, Jr., W.H. The Bright Star Catalog  . - 5:e reviderade (preliminära versionen). HR 2085 , databaspost, CDS ID V/50 . Tillträde på nätet 3 februari 2011.
10. ↑ 12 H.R. 2085 . Katalog över ljusa stjärnor . (ryska)
11. ↑ 1 2 Eta  Leporis . Internet Stellar Database .
12. ↑ 1 2 3 Eta Leporis (16 Leporis)  Stjärnfakta . Universum guide .
13. ↑ Eta Leporis (HIP 28103)  (engelska)  (nedlänk) . Arkiverad från originalet den 23 december 2019.
14. ↑ h  Leporis . Alcyone Bright Star-katalog .
15. ↑ CADARS katalogpost: recno=  2905 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
16. ↑ CADARS katalogpost: recno=  2903 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
17. ↑ CADARS katalogpost: recno=  2902 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
18. ↑ Rhee, Joseph H.; Sång, Inseok; Zuckerman, B. & McElwain, Michael ( maj 2007 ), Characterization of Dusty Debris Disks: The IRAS and Hipparcos Catalogs , The Astrophysical Journal  vol 660 (2): 1556–1571 , DOI 10.1086/509912 
19. ↑ Stjärnor inom 20 ljusår från Eta Leporis:  (eng.) . Internet Stellar Database .

Länkar

• Bild på denna hare