Gamma Perseus

A Gamma Perseus (γ Perseus, Gamma Persei, γ Persei , rövidítve gam Per, γ Per ) egy kettős csillag az északi Perseus csillagképben . A Gamma Perseus látszólagos csillagmagassága +2,93 m [2] , és a Bortle-skála szerint még a belvárosi égbolton is látható szabad szemmel ( angolul Inner-city ).  

A Hipparcos küldetés során kapott parallaxis mérésekből [1] ismert, hogy a csillag körülbelül 243  ly távolságra van . év ( 75  db ) a Földtől . A csillag a déli szélesség 37°-tól északra figyelhető meg . SH. , vagyis kb. északra látható. Északi ( Új-Zéland ), kb. Santa Maria és Coronel városa ( Chile ), régió. Patagónia , Tristan da Cunha szigetei és kb. Szent Ilona . A megfigyelésre a legalkalmasabb időpont november [13] . A Gamma Perseustól körülbelül 4°-ra északra az éves Perseida - meteorraj sugárzója [14] .

A Gamma Perseus nagyon lassan mozog a Naphoz képest : radiális heliocentrikus sebessége majdnem 3  km/s [13] , ami a Galaktikus korong lokális csillagai sebességének 30%-a , és ez egyben azt is jelenti, hogy a csillag távolodva a Naptól. Az égen a csillag délkeletre mozog [15] .

Csillag neve

Gamma Persei ( lat .  Gamma Persei ) a Bayer által 1603 -ban megjelölt csillag [15] . Bár a csillag jelölése ν ( a gamma a görög ábécé  3. betűje ), maga a csillag az 5. legfényesebb a csillagképben . 23 Persei ( a lat. 23 Persei latin változata ) Flamsteed elnevezése [15] .  

A Gamma Persei és a Delta Persei , Psi Persei , Sigma Persei , Alpha Persei és Eta Persei alkotják a Persei csillagászati ​​szegmenst [16] .

A kínai csillagászatban a csillag belépett a天船( Tiān Chuán ) csillagképbe, ami azt jelenti: " gyomor ".és az Eta Persei , Gamma Persei , Alpha Persei , Psi Persei , Delta Persei , 48 Persei , Mu Persei és HD 27084 [17] alkotta Skyboat csillagképre utal . Ezért a Gamma Perseus kínai neve天船二( Tiān Chuán èr , az  égi csónak második csillaga ) [18] .

A komponensek Gamma Persei Aa, Ab és AB elnevezése a Washington Visual Double Star Catalog (WDS) csillagrendszerekre vonatkozó és a Nemzetközi Csillagászati ​​Unió (IAU) által elfogadott konvenciójából következik [19] .

A kettős csillag tulajdonságai

A Gamma Persei egy széles csillagpár. A távcső azt mutatja, hogy két csillagról van szó, amelyek fényereje +3,60 m és +3,80 m [8] . Mindkét csillagot 0,144  " [7] szögtávolság választja el egymástól , ami megfelel a legalább 8,315  AU méretű kísérői pálya fél-nagytengelyének és egy legalább 5329,8  napos keringési periódusnak [20] ill . 14,6  év [7] (összehasonlításképpen a Szaturnusz pályájának sugara 9,54  AU , a forgási periódusa 29,46  év ) A pálya meglehetősen nagy excentricitású , ami 0,785 [7] (majdnem megegyezik a Bétával Kos ) Így az egymás körüli forgási folyamat során a csillagok vagy 1,78  AU távolságra közelednek (vagyis majdnem a Mars pályájára ( 1,52  AU ), majd távolodnak 14,8 AU  (azaz hozzávetőlegesen a Szaturnusz ( 9,54  AU ) és az Uránusz ( 19,22  AU ) pályája között félúton lévő pontig . A rendszer dőlése meglehetősen nagy, és eléri a 90,9 ° [7 ] , vagyis a gamma csillagait. A Perseus rendszer a Földről nézve "oldalt fekve" forog ... A periastron korszak , vagyis az az év, amikor a csillagok minimális távolságra közeledtek egymáshoz - 2019 .

A Gamma Persei rendszerben a napfogyatkozást először 1990 -ben figyelték meg, és két hétig tartott [21] . A napfogyatkozás során az elsődleges elem, vagyis a Gamma Persei Aa elhaladt a szekunder, vagyis a Gamma Persei Ab előtt, aminek következtében a rendszer fényereje 0,55 m -rel csökkent [22] [23] . A Gamma Persei rendszerben a következő napfogyatkozás 2005 -ben volt , de akkor a csillag olyan közel volt a Naphoz , hogy nagyon nehéz volt látni [21] . A rendszer következő napfogyatkozását 2019 -ben figyelték meg .

Mindkét csillag tömegére vonatkozó becslések nagyon bizonytalanok:

• foltos interferometria segítségével McAlister ( 1982 ) az elsődleges tömegre 4,73  -ra, a másodlagosra pedig 2,75  -re jutott . Megjegyezte, hogy a tömegbecslés túl magas az adott spektrális osztályozáshoz [24] ;
• Martin és Mignard ( 1998 ) mindkét komponens tömegét a Hipparcos küldetés adatai alapján határozta meg : 5,036±0,951  az elsődleges és 2,295±0,453  a másodlagos esetében. Elismerik, hogy a pálya nagy dőlése nagy hibát eredményezett [25] ;
• Prieto és Lambert ( 1999 ) 3,81  -es tömegbecslést adott az elsődlegesre [26] , míg Pizzolato és Maggio ( 2000 ) 4,34  -et [4] ;
• Ling et al. ( 2001 ) 2,7  -es [4] -es becslést kapott az elsődleges komponensre és 1,65  -re a másodlagosra [7] .

Ha a Gamma Perseus Aa irányából a Gamma Perseus Ab irányába nézünk, akkor egy fehér-sárga csillagot látunk, amely –26,96 m fényerővel, azaz a Nap fényességének 1,22 -es fényerősségével világít. átlagos, a csillagok helyzetétől függően a pályán). Ezenkívül a csillag szögmérete (átlagosan) - ~ 0,11 ° [b] , ami Napunk 22%-a. Másrészt, ha a Gamma Persei Ab irányából a Gamma Persei Aa irányába nézünk, akkor egy sárga csillagot látunk, amely -28,25 m fényerővel, azaz a Nap fényességének 4,00 fényességével világít . Ezenkívül a csillag szögmérete (átlagosan) - ~ 0,66 ° [b] , ami Napunk átmérőjének 133%-a . A csillagok pontosabb paramétereit a táblázat tartalmazza:

	periastronnál ( 1,78  AU ) _				apoaszterkor ( 14,8  AU ) _
	m		D° [b]	%	m		D° [b]	%
A→B	-30.31	26.6	~0,5	~100%	-25.71	0,38	~0,06	12,6%
B→A	-31.60	87.19	~3.1	~621%	-27.00	1.26	~0,37	~75%
m a látszólagos csillagmagasság ;  - fényesség, a Nap fényességében kifejezve ; D° a csillag szögátmérője fokban kifejezve (a Nap szögátmérője  0,5°); % a csillag átmérője a Nap átmérőjének  százalékában kifejezve;

Aa összetevő tulajdonságai

Gamma Perseus Aa - spektrális típusa alapján G8III [9] [27] (hasonlóan a Capella másodlagos komponenséhez ) egy kifejlődött sárga óriás , mivel tömege 2,7  [7] , vagyis hidrogén helyett nukleáris "üzemanyag" "A csillag magjában már héliumként szolgál , és maga a csillag leszármazott a fő sorozatból . A csillag ebben az esetben körülbelül 5170  K [10] hőmérsékletű energiát sugároz ki a külső légköréből , ami a G spektrális típusú csillag jellegzetes sárga színét adja .

A csillag nagy fényessége miatt a sugara közvetlenül mérhető, és az első ilyen kísérlet 1922 -ben történt [28] , és mivel a csillag kettős , nagy valószínűséggel a legfényesebb komponens sugarát mérték meg. Ezekre a mérésekre vonatkozó adatokat a táblázat tartalmazza.

Év	m	Spectrum	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
1922	3.08	F5+A3	3.2	6.6	[28]
1969	3.29	G8III	3.1	—	[29]

Ma már tudjuk, hogy a felszíni gravitáció értéke alapján , amelynek értéke 2,83  CGS vagy 6,76 m/s 2 , a csillag sugarának 10,37  -nek kell lennie , vagyis általában mindkét mérés megfelelő volt, de nem pontos. A csillag hőmérsékletéből és sugarából a Stefan-Boltzmann törvény segítségével megtudhatja, hogy a Gamma Perseus Aa fényessége körülbelül 68,8  .

A Gamma Perseus Aa forgási sebessége csaknem 25-ször nagyobb, mint a napé, és 50  km/s [4] , ami a csillag forgási periódusát adja - 5,35 nap [4] .

Sajnos a rendszer jelenlegi kora nem ismert, de ismert, hogy a 2,7  [7] tömegű csillagok körülbelül 620  millió évig élnek a fősorozaton . Tömegéből ítélve a csillag kék-fehér törpeként , B9V spektrális típusként született [30] . A csillag jelenleg egy sárga óriás , így a Gamma Persei Aa néhány millió éven belül vörös óriássá válik . Sőt, létezésének ebben a szakaszában képes elnyelni a Gamma Perseus Ab-t, esetleg egy új csillaghoz hasonló villanást keltve, majd a külső héját ledobva fehér törpe lesz belőle .

Ab komponens tulajdonságai

A Gamma Perseus Ab csillag az A2V spektrális osztályba tartozó fehér-sárga törpe [9] , vagyis a csillag magjában lévő hidrogén nukleáris "üzemanyagként" szolgál, és maga a csillag van a fő sorozatban . A csillag a külső atmoszférájából energiát sugároz ki körülbelül 7895  K [7] hőmérsékleten, ami egy A spektrális típusú fősorozatú csillag jellegzetes fehér-sárga színét adja . Az 1,65  -ös csillagtömeg [7] inkább az A9V spektrális osztályba tartozó törpékre jellemző, ami azt jelenti, hogy a csillag fejlődik: hőmérséklete emelkedik, sugara nő, és most 1,75  -nek kell lennie [30] . A csillagok hőmérsékletéből és sugarából a Stefan-Boltzmann törvény segítségével megállapítható, hogy fényességük 9,5  nagyságrendű .

A csillagok sokaságának vizsgálatának története

1831 -ben D. Herschel felfedezte a Gamma Perseus kettősséget , vagyis felfedezte az AB komponenst, és a csillagok HJ 2170 [c] néven kerültek a katalógusokba . Aztán 1955-ben R. Wilson az 1939 -es feljegyzések alapján felfedezte, hogy az A komponens egy spektroszkópiai kettőscsillag, és a csillag WRH 29 [d] néven szerepel a katalógusokban . A Washington Catalog of Visual Binaries szerint ezen komponensek paramétereit a [8] [31] táblázat tartalmazza :

Összefoglalva a csillaggal kapcsolatos összes információt, elmondhatjuk, hogy a Gamma Perseus csillagnak van egy társa (Aa, Ab komponens), egy 4. magnitúdójú csillag, amely nagyon kis szögtávolságban található , amelyet megváltoztatott, elliptikus pályán mozogva. , az elmúlt közel 100 évben, és kétségtelenül igazi társ. A közelben található egy 11. magnitúdójú csillag (AB komponens), amely 56,80  ívmásodperces szögtávolságban fekszik , és amely mozgásából ítélve nem szerepel a Gamma Perseus rendszerben, mivel csak egy háttércsillag fekszik a látóvonalon. .

Jegyzetek

1. ↑ A megadott parallaxis értékből számított távolság
2. ↑ 1 2 3 4 A szögátmérőt (δ) a következő képlet segítségével számítjuk ki: , ahol R S a csillag sugara, a-val kifejezve . e .; d S a csillag távolsága a-ban kifejezve . e.
3. ↑ HJ - link D. Herschel katalógusához , 2170 - bejegyzés száma a katalógusában
4. ↑ A WRH egy hivatkozás R. Wilson katalógusához, a 29 pedig a bejegyzés száma a katalógusában

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( 2007. november ), Az új Hipparcos-redukció érvényesítése , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/3647-2017-2017-2001. 
2. ↑ 1 2 3 4 Johnson, HL; Iriarte, B.; Mitchell, R.I. & Wisniewskj, W.Z. ( 1966 ), UBVRIJKL fotometria a fényes csillagokról, Communications of the Lunar and Planetary Laboratory  (angolul) 4. kötet (99): 99 
3. ↑ Wilson, Ralph Elmer ( 1953 ), Csillagok radiális sebességeinek általános katalógusa, Washington ( Washington  : Carnegie Institution of Washington ) 
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 Pizzolato, N.; Maggio, A. & Sciortino, S. ( 2000. szeptember ), Evolution of X-ray Activity of 1-3 M sun late-type stars in korai post-main-sequence phases, Astronomy and Astrophysics  (Eng.) Vol. 361: 614–628 
5. ↑ 1 2 * gam per -- Algol típusú eclipsing bináris , Center de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Gamma+Persei > . Letöltve: 2019. december 9. Archiválva : 2020. október 3. a Wayback Machine -nél   
6. ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V. et al. VizieR online adatkatalógus: Változócsillagok általános katalógusa (Samus+ 2007-2013  )  // VizieR On-line adatkatalógus: B/gcvs. Eredeti közzététel: 2009yCat....102025S : folyóirat. — 2009 . — Vol. 1 . - Iránykód .
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Ling, JF; Magdalena, P. & Prieto, C. ( 2001. október ), Perturbations by Mass Loss in the Orbital Elements of γ Persei and α Centauri, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica  (angol) 37. kötet: 179–186 
8. ↑ 1 2 3 4 HJ 2170 : Washington Double Star katalógus bejegyzés  . Letöltve: 2020. március 7. Az eredetiből archiválva : 2016. március 22.
9. ↑ 1 2 3 4 Malkov, O. Yu.; Tamazian, V.S.; Docobo, JA; Chulkov, DA Orbitális bináris elemek kiválasztott mintájának dinamikus tömegei  (angol)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 2012. - Kt. 546 . — P. A69 . - doi : 10.1051/0004-6361/201219774 . - .
10. ↑ 1 2 3 McWilliam, Andrew ( 1990. december ), 671 GK-óriás nagyfelbontású spektroszkópiai felmérése , Astrophysical Journal Supplement Series  74. köt .: 1075–1128 , DOI 10.1086/191527 
11. ↑ 1 2 Massarotti A., Latham D. W. , Stefanik R. P., Fogel J. Rotational and radial velocities for a sample of 761 Hipparcos giants and the role of binarity  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2007 . 135, Iss. 1. - P. 209-231. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/135/1/209
12. ↑ McWilliam A. 671 GK-óriás nagyfelbontású spektroszkópiai felmérése. I - Csillagok légkörének paraméterei és mennyiségei  (angol) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1990. - Vol. 74. - P. 1075-1128. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/191527
13. ↑ 12 H.R. 915 . Fényes csillagok katalógusa . Letöltve: 2020. március 7. Az eredetiből archiválva : 2020. február 6.. (Orosz)
14. ↑ Burnham, Robert ( 1978 ), Burnham égi kézikönyve: megfigyelői útmutató a naprendszeren túli univerzumhoz , vol. 3 (2. kiadás), Dover-könyvek, amelyek magyarázzák a tudományt, Courier Dover Publications , p. 420, ISBN 0486236730 , < https://books.google.com/books?id=PJzIt3SIlkUC&pg=PA1420 > Archiválva : 2021. szeptember 28. a Wayback Machine -nél 
15. ↑ 1 2 3 Gamma Persei (23 Persei A)  Csillagtények . Univerzum útmutató . Archiválva az eredetiből 2019. április 27-én.
16. ↑ Allen, Richard Hinckley . Csillagnevek: tanuk és jelentésük . — Reprint . - New York City , NY : Dover Publications Inc., 1963. -  318. o . - ISBN 0-486-21079-0 .
17. ↑ (kínai)中國星座神話, írta 陳久金. Kiadó: 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 . 
18. ↑ (kínai) Angol-kínai szószedet a kínai csillagterületekről, csillagokról és csillagnevekről Archiválva : 2010. augusztus 10 . , Hong Kong Űrmúzeum . Hozzáférés az interneten: 2010. november 23. 
19. ↑ Hessman , FV; Dhillon, V. S.; Winget, D.E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. (2010), A több csillagrendszerhez és a Naprendszeren kívüli bolygókhoz használt elnevezési konvencióról arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
20. ↑ Pourbaix, D. & Boffin, HMJ ( 2003. február ) , Reprocessing the Hipparcos Intermediate Astrometric Data of spectroscopic binaries. II. Rendszerek óriási komponenssel , Astronomy and Astrophysics  398 (3): 1163–1177 , DOI 10.1051/0004-6361:20021736 
21. ↑ 1 2 GAMMA PER (Gamma Persei)  (angol) . Jim Kaller, Sztárok . Letöltve: 2020. március 7. Az eredetiből archiválva : 2020. január 14.
22. ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, EA & Torra, J. ( 2006. február ), Napfogyatkozási változók katalógusa , Astronomy and Astrophysics 446. kötet (2): 785–789 , DOI 10.1051/0004-6361:20053137 
23. ↑ gam Per  . GAISH .
24. ↑ McAlister, HA ( 1982. március ), A gamma Persei és phi Cygni óriás spektroszkópiai/foltos interferometrikus binárisok tömegei és fényességei , Astronomical Journal 87. kötet  : 563–569 , DOI 10.13136. 
25. ↑ Martin, C. & Mignard, F. ( 1998. február ), Asztrometriai binárisok tömegének meghatározása Hipparcosszal. II. A jelöltek kiválasztása és eredmények, Astronomy and Astrophysics  , 330. kötet: 585–599 . 
26. ↑ Allende Prieto, C. & Lambert, DL ( 1999 ), A közeli csillagok alapvető paraméterei az evolúciós számításokkal való összehasonlításból: tömegek, sugarak és effektív hőmérsékletek, Astronomy and Astrophysics 352  : 555–562 
27. ↑ Ginestet, N. & Carquillat, JM ( 2002. december ), Összetett spektrumú csillagok nagy mintája forró komponenseinek spektrális osztályozása és a Cool szuperóriás komponensek abszolút nagyságára vonatkozó következtetés , The Supplement Series Astrophysical Journal V. 143 (2): 513–537 , DOI 10.1086/342942 
28. ↑ 1 2 CADARS katalógus bejegyzés: recno=  1129 . Csillagátmérők katalógusa (CADARS) .
29. ↑ CADARS katalógus bejegyzés: recno=  1130 . Csillagátmérők katalógusa (CADARS) .
30. ↑ 1 2 Szilaj , J.; Jones, C.E.; Sigut, TAA & Tycner, C. ( 2014. november ), The Hα Profiles of Be Shell Stars , The Astrophysical Journal 795 (1): 12, 82 , DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82   
31. ↑ g Persei  . » Videó » Letöltés Kutató Alcyone Bright Star katalógus . Letöltve: 2020. március 7. Az eredetiből archiválva : 2022. február 17.

Linkek

•  Gamma Perseus képe