AT Mikroszkóp

AT Microscope, AT Microscopii , röv. Az AT Mic  egy kettős csillag a Mikroszkóp déli csillagképében . A csillag látszólagos magnitúdója +10,34 m [2] , és szabad szemmel nem látható . A Hipparcos küldetés során kapott parallaxis mérésekből [1] ismert, hogy a csillag körülbelül 35±1  ly távolságra van. évre ( 10,7±0,4  db ) a Földtől . A csillagot az é. sz . 59°-tól délre figyelték meg . SH. , azaz Aberdeentől ( ÉSZ 57° ), Oslótól ( ÉSZ 59° ), Szentpétervártól ( ÉSZ 59° ) délre. A legjobb idő a nézésre augusztus . Az égen a csillag az α Mikroszkóptól északnyugatra, a ω Baktól délnyugatra és Askellától ( ζ Sagittarius ) keletre található.

Maga a csillag lassabban mozog a Naphoz képest, mint más csillagok: radiális heliocentrikus sebessége +4,0  km/s [14] , ami körülbelül 2,5-szer kisebb, mint a Galaktikus korong lokális csillagainak sebessége , és azt is jelenti, hogy a csillag távolodik a naptól .

Megfigyelési előzmények

1926 - ban Willem Leiten holland-amerikai csillagász arról számolt be, hogy ennek a csillagnak a spektrumában a vonalak megváltoznak. Az 1895. június 23-án készült fényképfelvételen világos hidrogénvonalak láthatók, amelyek sokkal halványabbak voltak, mint az 1895. június 29-én készült lemezen . Az 1903. július 1-jén készült fényképen nem voltak ilyen vonalak . A csillag fényességében bekövetkezett változás kicsi volt, nem haladta meg a 0,5 m -t. Leithen megjegyezte, hogy a csillagnak nagy megfelelő mozgása van, és 1899 és 1923 között 0,43 ívmásodperccel változtatta meg a helyzetét [15] .

1927- re az objektumról kiderült, hogy egy csillagpár, amelynek szögtávolsága 2,95 hüvelyk  . Mindkettőről kimutatták, hogy a Me-típusú törpe osztályba tartoznak , ami azt jelzi, hogy vörös törpék , amelyek spektrumában emissziós vonalak találhatók . Először fedeztek fel Me-típusú törpecsillag-párt. A csillagpár parallaxismérései körülbelül 0,1  " éves eltolódást mutattak, miközben sugárirányú sebességük +4  km/s volt a Naphoz képest. A közeli HD 197981 csillagról, amelyet később AU Microscope -nak neveztek el, hasonló, +4,5  km/s -os sugársebességgel mutatták be [16] . Emiatt felmerült, hogy mindhárom csillag fizikailag összefügg [17] .

Zdeněk Szvestka cseh asztrofizikus 1949 -ben, miután 1949 -ben felfedezték, hogy a változócsillagok bizonyos típusait a fényesség gyors, de rövid távú változása jellemzi, amit spektrumuk emissziós vonalai kísérnek [18] . a HD 196982 A-t és B-t nevezték el fáklyáscsillag- jelöltekként [19] .

A fotometriai műszerek bevezetésével a csillagászatban a csillagok változékonysága rövid időn keresztül nyomon követhető. A HD 196982 1969 -ben végzett mérései azt mutatták, hogy ezek a csillagok voltak akkoriban a legaktívabb fellángoló csillagok : 16,31  óra alatt 54 kitörést figyeltek meg. A fáklyák több mint 0,05 m -rel növelték a pár teljes fényességét a megfigyelési időszak több mint felében [20] . Voltak olyan megfigyelések is, amelyek során a csillag fényessége 12,9 m -re csökkent [21] . 1972 -ben a pár megkapta az AT Microscope ( lat.  AT Microscopii ) elnevezést [22] .

A bináris rendszer tulajdonságai

Az AT Microscope egy kettős csillagrendszer, amelyben az összetevők 4,0  hüvelykes szögtávolságra helyezkednek el [18] . Mindkét komponens vörös törpe , és a maga nemében az egyik legfiatalabb rendszert alkotja a Nap közelében [18] . az AT Microscope rendszer kora körülbelül 12  millió év [5] .

Az AT mikroszkópnak két fő összetevője van: az első komponens - A egy csillag, amelynek látszólagos magnitúdója +11,0 m [8] és M spektrális típus [7] . A második komponens, a B, egy csillag, amelynek látszólagos magnitúdója +11,1 m [8] és szintén M spektrális típusú [10] . Legalább 2,616  " távolságban keringenek egymás körül, ami ilyen távolságban körülbelül 42  AU nagyságú fél-nagy tengelynek felel meg . A csillagok egymás körüli forgási periódusa legalább 141,39  év [6] , ami összehasonlítható a Neptunusz periódusos forgásával ( 167,79  év ) Egy meglehetősen nagy excentricitás (0,607 [6] ) legalább 16,5  AU távolságra hozza össze a csillagokat (azaz majdnem olyan távolságra, ahol az Uránusz a naprendszer , amelynek pályájának sugara 19,22  AU ), akkor legalább 67,5  AU távolságra távolodik (vagyis majdnem olyan távolságra, ahol az Eris található a Naprendszerben , amelynek keringési sugara 67,7  AU ). e. ).

Az AT Microscope rendszerben a pálya dőlése nagyon nagy , 148,4  ° [6] , vagyis a csillagok egymás körül, a Földről nézve szinte retrográd pályán keringenek . A periastron korszak , vagyis az az idő, amikor a csillagok minimális távolságra kerülnek egymástól, 2035 -ben lesz [6] .

Mindkét komponens fáklyáscsillag [5] , ami azt jelenti, hogy vörös törpékről van szó , amelyek felszínén véletlenszerű erős fellángolásokat tapasztalnak, amelyek növelik a fényességüket. Ezenkívül ennek a rendszernek mindkét komponense aktív koronákkal rendelkezik, amelyek a BY Dragon típusú fényerő változásait mutatják, és röntgensugárzók [5] . Egy pár átlagos villanási sebessége 2,8 villanás óránként [18] [23] . Röntgenspektrumuk körülbelül 3 × 10 10 cm -3 plazmasűrűséggel és legalább 100  G mágneses térerősséggel konzisztens a fáklyás régiókban [24] . Egyik csillag sem mutat lítiumra utaló jeleket a spektrumában, nyilvánvalóan magjában a termonukleáris fúzió eredményeként kimerítették ezt az elemet [8] .

A komponens

Az AT A mikroszkóp egy törpe , M4.5V e spektrális típusú [7] , ami azt jelzi, hogy a csillag magjában lévő hidrogén nukleáris „üzemanyagként” szolgál, vagyis a csillag a fősorozaton van . A csillag a külső atmoszférájából energiát sugároz ki körülbelül 3150 K  [ 8] effektív hőmérsékleten , ami az M spektrális típusú csillag jellegzetes vörös színét adja, és infravörös sugárzás forrásává teszi [b] .

A csillag tömege jellemző a törpére : 0,25  [5] . Sugárja 63%-kal kisebb, mint a Nap sugara, és 0,37  [9] . Ezenkívül a csillag 33-szor halványabb Napunknál , fényessége 0,033  [8] . Ahhoz, hogy egy Földünkhöz hasonló bolygó körülbelül ugyanannyi energiát kapjon, mint amennyit a Naptól kap, 0,19 AU  távolságra kellene elhelyezni . azaz körülbelül kétszer olyan közel van ahhoz a pályához, amelyen a Merkúr található a Naprendszerben . Sőt, ilyen távolságból az A mikroszkóp AT-ja több mint kétszer nagyobbnak tűnne, mint a mi Napunk , ahogyan a Földről látjuk - 1,14 ° [c] ( a Napunk szögátmérője  0,5 °).

B komponens

Az AT Microscope B egy M4.5Ve spektrális típusú csillag [10] . Egy csillag tömege teljesen normális egy vörös törpénél : 0,25  [5] . Sugárja 63%-kal kisebb, mint a Nap sugara, és 0,37  [9] . Ezenkívül a csillag sokkal halványabb, mint a mi Napunk , fényessége 0,033  [8] . Ahhoz, hogy egy Földünkhöz hasonló bolygó körülbelül ugyanannyi energiát kapjon, mint amennyit a Naptól kap, 0,57 AU  távolságra kellene elhelyezni . azaz a Merkúr és a Vénusz között a Naprendszerben . Ráadásul ilyen távolságból az AT B mikroszkóp csaknem harmadával kisebbnek tűnne, mint a mi Napunk , ahogyan a Földről látjuk – 0,34°.

A csillagok sokaságának vizsgálatának története

1920 - ban fedezték fel a csillagok kettősségét az AB Mikroszkóp AT rendszerében. Több mint 80 évbe telt a kölcsönös mozgás észlelése. 1913 -ban fedezték fel a BC rendszer egy másik kettősségét, legalábbis optikailag, és a csillag 1920 után "belépett" a rendszerbe, és az AT Microscope csillagát háromkomponensűnek tekintették. A Washington Catalog of Visual Binaries szerint ezen komponensek paramétereit a [25] táblázat tartalmazza :

Összefoglalva a csillaggal kapcsolatos összes információt, elmondhatjuk, hogy a csillagnak van egy műholdja - AT Microscope B, és hogy a csillagok együtt mozognak az űrben, vagyis a csillagok nem csak a látómezőben vannak, hanem gravitációsan kapcsolódnak mindegyikhez. Egyéb. A harmadik komponens az AT Microscope BC, amelynek látszólagos magnitúdója 11,49 m , és 2,1  hüvelyk távolságra van a fő komponenstől [25] , és parallaxisa 20%-kal [26] kisebb, mint az AT Microscope A és B komponenseinek. és valószínűleg csak egy előtérben lévő csillag.

Ezenkívül ez a csillagpár fizikailag az AU mikroszkóp vörös törpecsillag közelében található (a csillagok távolsága 1,19  fényév [27] vagy 46 400 ± 500  AU [8] ), ami azt jelentheti, hogy gravitációsan kötött csillagrendszert alkotnak. [5] . Így ez a három csillag széles hierarchikus hármas rendszert alkothat egy pár AT mikroszkóppal, amelyek az AU mikroszkópok körül forognak 10  millió éves periódussal [8] . Az AU Microscope -AT Microscope rendszer további sorsa nagy valószínűséggel a bomlás, különösen, ha lokálisan sok sötét anyag szubhalosz van : a kísérők gyorsabban leszakadnak, és a kettős csillagrendszer létezésének bizonyítékai elvesznek.

Mindhárom csillag a Beta Pictoris mozgócsillagcsoport tagjelöltje , amely az űrben közös mozgást végző csillagok egyik legközelebbi társulása. Ez a csoport átlagosan körülbelül 100  sv távolságra található. évre (31  db ) a Földtől, de elszórva egy kb. 100 sv átmérőjű térfogatban  . év (31  db ). Ennek a csoportnak az életkora 10 és 21  millió között mozog [8] .

A sztár közvetlen környezete

A következő csillagrendszerek 20 fényéven [27] belül vannak az AT Microscope csillagától (csak a legközelebbi csillag, a legfényesebb (<6,5 m ) és a figyelemre méltó csillagok tartoznak ide). Spektrális típusaik ezen osztályok színeinek hátterében láthatók (ezek a színek a spektrális típusok nevéből származnak, és nem felelnek meg a csillagok megfigyelt színeinek) :

A csillag közelében, 20 fényév távolságban további körülbelül 20 vörös , narancssárga törpe és sárga törpe található a G, K és M spektrális osztályba , amelyek nem szerepelnek a listán.

Jegyzetek

1. ↑ A megadott parallaxis értékből számított távolság
2. ↑ A Wien-féle eltolási törvény szerint egy abszolút fekete test sugárzási energiája adott hőmérsékleten a maximális λ b \ u003d (2,898⋅10 6 nm•K) / (3150 K) ≈ 920 nm hullámhosszon , ami a közelben van. az elektromágneses spektrum infravörös része
3. ↑ A szögátmérőt (δ) a következő képlettel számítjuk ki: , ahol D S a csillag átmérője a-ban kifejezve . e .; d CZ a lakható zóna távolsága

1. ↑ 1 2 3 van Leeuwen, F. ( 2007. november ), Az új Hipparcos redukció érvényesítése , Astronomy and Astrophysics 474. kötet (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:200788   
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 (angol) V* AT Mic -- Dupla vagy több csillag , Center de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident = V%2A+AT+Mic > . Letöltve: 2015. február 25.   
3. ↑ Torres, CAO ( 2006. december ), Fiatal csillagokat tartalmazó asszociációk keresése (SACY). I. Minta- és keresési módszer , Astronomy and Astrophysics V. 460 (3): 695–708 , DOI 10.1051/0004-6361:20065602   
4. ↑ 1 2 Nicolet, B. ( 1978 ) , Fotoelektromos fotometriai Az UBV rendszer homogén méréseinek katalógusa, Astronomy and Astrophysics Supplement Series , 34. kötet: 1–49.   
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Caballero, JA ( 2009. november ), A csillagkinematikai csoportok és a nagyon széles binárisok határának elérése. A washingtoni kettős csillagok a legszélesebb szögtávolságokkal   
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Vizuális bináris csillagok pályáinak hatodik katalógusa  (angol)  (a hivatkozás nem elérhető) . Letöltve: 2019. június 27. Az eredetiből archiválva : 2017. augusztus 1..
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 NÉV A mikrofonnál -- Magas mozgású csillag , Center de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ sim-id? Ident=%405485499&Name=NAME%20AT%20Mic%20A > . Letöltve: 2019. január 27.   
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 McCarthy, Kyle & White, Russel J. ( 2012. június ), The Sizes of the Nearest Young Stars , The Astronomical Journal 143. kötet (6 , ): 134 DOI 10.1088/0004-6256/143/6/134   
9. ↑ 1 2 3 4 A.T. Microscopii  . Internet Stellar Database .
10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 NÉV A mikrofonnál B -- Magas mozgású csillag , Center de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ sim-id? Ident=%402340315&Name=NAME%20AT%20Mic%20B > . Letöltve: 2019. január 27.   
11. ↑ 1 2 Torres C. A. O., Quast G. R., Silva L. d., Reza R. d. l., Melo C. H. F., Sterzik M. Fiatal csillagokat tartalmazó asszociációk keresése (SACY)  (angol) // Astron. Astrophia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2006. - Vol. 460, Iss. 3. - P. 695-708. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20065602 - arXiv:astro-ph/0609258
12. ↑ Malo L. , Doyon R. , Feiden G. A., Feiden G. A. , Albert L., Lafrenière D. , Artigau É. , Gagné J. , Riedel A. BANYAN. IV. Alacsony tömegű csillagjelöltek alapvető paraméterei közeli fiatal csillagkinematikai csoportokban – Izokronális életkor meghatározása mágneses evolúciós modellekkel  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2014. - Vol. 792, Iss. 1. - P. 37. - ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1088/0004-637X/792/1/37 - arXiv:1406.6750
13. ↑ SIMBAD csillagászati ​​adatbázis
14. ↑ AT Microscopii  (angol)  (elérhetetlen link - történelem ) . Univerzum útmutató .
15. ↑ Luyten, WJ ( 1926. április ), Proper Motion Star változó fényes vonalakkal, Harvard College Observatory Bulletin T. 835: 2–3   
16. ↑ V* AU Mic – BY Dra típusú változó , Center de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=AU+Mic > . Letöltve: 2019. január 27.   
17. ↑ Humason , W.S.; Adams, ML & Joy, AH ( 1927. október ), Observations of Faint Spectra , Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 39 (231): 365–369 , DOI 10.1086/123777   
18. ↑ 1 2 3 4 Kunkel, William E. ( 1973. január ), Activity in Flare Stars in the Solar Neighborhood , vol. 25. o. 1–36 ., DOI 10.1086/190263   
19. ↑ Švestka, Zdeněk ( 1954. február ), Jegyzet a törpefáklya csillagokhoz , vol. 5. o. négy   
20. ↑ Kunkel, W.E. ( 1970. július ), Flare Activity of -32 16135, YZ CMi and LPM 63 , vol. 442. o. 1–11   
21. ↑ AT Mic  . GAISH .
22. ↑ Kukarkin , BV; Kholopov, P. N.; Kukarkina, NP & Perova, NB ( 1972. szeptember ), Változócsillagok 58. névjegyzéke , vol. 717. o. 1–36 . Lásd 1. o. 12.   
23. ↑ García-Alvarez, D .; Jevremovic, D.; Doyle, JG & Butler, CJ ( 2002. február ), Egy nagy optikai bevillanás megfigyelése és modellezése az AT Microscopii -n , vol. 383. o. 548-557 , DOI 10.1051/0004-6361:20011743   
24. ↑ Sztyepanov, A. V .; Tsap, Yu. T. & Kopylova, Yu. G. ( 2006. augusztus ), Soft X-ray oszcillations from AT Mic: Flare plasma Diagnoss , Astronomy Letters , 32 (8): 569–573 , DOI 10.1134/S1063773706080081   
25. ↑ 1 2 vezír katalógus bejegyzés
26. ↑ TYC 7460-391-1 -- Star , Center de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%407416926&Name=TYC%207460-391-1 > . Letöltve: 2019. január 27.   
27. ↑ 1 2 csillag az AT Microscopii 20 fényéven belül:  (eng.) . Internet Stellar Database .

Linkek

• AU és AT Microscopii AB a solstation.com webhelyen