Interested Article - Лямбда Возничего

aoibhe
  • 2021-12-10
  • 2

Лямбда Возничего (λ Возничего, Lambda Aurigae , сокращ. lam Aur, λ Aur ) — звезда в северном созвездии Возничий . Звезда имеет видимую звёздную величину 4.71 m , и, согласно шкале Бортля , видна невооружённым глазом на пригородном небе.

Из измерений параллакса , полученных во время миссии Hipparcos , известно, что звезда удалена примерно на 41,2 св. лет ( 12,63 пк ) от Солнца . Звезда наблюдается севернее , то есть практически на всей территории обитаемой Земли , за исключением приполярных областей Антарктиды . Лучшее время наблюдения — декабрь .

Имя звезды

λ Aurigae — ( латинизированный вариант лат. Lambda Aurigae ) является обозначением Байера . У звезды также имеется обозначение данное Флемстидом — 15 Aurigae.

Звезда, возможно, была названа «Аль Хурр», что означает «олень» по-арабски . λ Возничего, наряду с µ Возничего и ρ Возничего входила в астеризм «Палатка» англ. Al Ḣibāʽ ( араб. ألحباع ‎), как это было приведено у Казвини . Согласно каталогу звёзд в Техническом меморандуме 33-507 — сокращённый каталог звёзд, содержащий 537 названных звёзд — Al Ḣibāʽ был названием для трёх звёзд: λ Возничего как Al Ḣibāʽ I, µ Возничего как Al Ḣibāʽ II и σ Возничего как Al Ḣibāʽ III .

В (англ.) ( , звезда относится к созвездию (англ.) ( и астеризму 咸池 ( Xián Chí ), что означает «Область Гармонии» ( англ. Pool of Harmony ), состоящему из Лямбда Возничего, Ро Возничего и . Следовательно, сама Лямбда Возничего известна как 咸池三 ( Xián Chí sān , англ. the Third Star of Pool of Harmony — «Третья звезда Области Гармонии») .

Свойства звезды

Лямбда Возничего — жёлтый карлик спектрального типа G1V , что указывает на то, что звезда использует водород в своём ядре в качестве ядерного «топлива». По составу звезда очень похожа на Солнце , а по массе и радиусу немного больше . Звезда имеет поверхностную гравитацию 4,02 СГС или 104,7 м/с 2 , то есть почти в три раза меньше, чем на Солнце ( 274,0 м/с 2 . Она на 73 % ярче Солнца и излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 5890 К , что придаёт ей желтоватый оттенок звезды G-типа .

Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле , получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 1,35 а.е. (то есть несколько ближе Марса , чей радиус орбиты равен 1,56 а.е. ). Причём с такого расстояния Лямбда Возничего выглядела бы на 25 % меньше нашего Солнца , каким мы его видим с Земли — 0,75° (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°) .

Лямбда Возничего имеет низкий уровень поверхностной активности и находится в состоянии аналогичным минимуму Маундера на Солнце , возможно, в результате большого возраста (звезды, становясь старше, вращаются медленнее, в результате магнитного торможения) .

Вращаясь с экваториальной скоростью 2 км/с (то есть со скоростью практически равной солнечной), этой звезде требуется порядка 35 дней, чтобы совершить полный оборот. В результате сочетания массы (на 7 % больше чем у Солнца) и светимости (поскольку звезды главной последовательности по мере увеличения возраста становится ярче), возраст Лямбда Возничего можно оценить в 6,2 млрд. лет (то есть на 1,7 млрд. лет старше Солнца). Учитывая теоретическое время жизни звезды в 8 млрд. лет , звезде, хотя в настоящее время она и остаётся настоящим карликом, осталось не так много времени, чтобы закончить ядерный синтез и стать настоящим субгигантом, как и всем звёздам её класса .

У звезды не обнаружено каких-либо планет, по крайней мере пока, хотя сама Лямбда Возничего, в некоторой степени, богата металлами (звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь больше металлов), а содержание железа (относительно водорода ) на 15 % больше, чем у Солнца. Большинство других химических элементов также довольно велико, хотя азот и углерод несколько подавлены .

Лямбда Возничего была исследована на наличие избыточного инфракрасного излучения , которое может указывать на наличие околозвёздного диска из пыли , но никакого существенного избытка не наблюдалось . Звезда является возможным членом , члены которой имеют общее движение в пространстве. Компоненты пространственной скорости для этой звезды [U,V,W] = [+76,-39,-6] км/с , то есть во много раз больше, чем у окружающих Солнце звёзд .

Кратность звезды

Двойственность звезды открыл В. Я. Струве в 1836 году (современный компонент AD). Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд , параметры этих компонентов приведены в таблице :

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина 1 компонента Видимая звёздная величина 2 компонента
AB 1900 1 274° 29.1 4.71 m 13.4 m
AC 1879 5 198° 40.5 4.71 m 12.1 m
1934 268° 41.7
AD 1836 16 29° 103.5 4.71 m 8.6 m
1921 2° 146.6
AE 1911 1 60° 168.8 4.8 m —
CB 1934 1 351° 27.2 12.1 m 13.4 m
DE 1912 1 113° 145.6 8.6 m —

Однако, у звезды, похоже, нет спутников. Хотя в таблице и перечислено четыре спутника (14-й величины Лямбда Возничего B на расстоянии 29.1", 13-й величины Лямбда Возничего C на расстоянии 41.7" и 9-й величины Лямбда Возничего D и E на расстояниях 146.6" и 168.8"), их движения показывают, что эти звёзды движутся очень быстро, и, скорее всего, они не имеют гравитационной связи с Лямбда Возничего, то есть все они находится на линии прямой видимости. Само движение Лямбда Возничего, тем не менее, показывает, что звезда это посетитель из другой части Галактики , так как звезда движется с огромной скоростью 76 км/с относительно Солнца , что почти в пять раз больше, чем у местных звёзд Галактического диска .

Ближайшее окружение звезды

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет от системы Лямбда Возничего (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5 m ) и примечательные звёзды). Их спектральные классы приведены на фоне цвета этих классов (эти цвета взяты из названий спектральных типов и не соответствуют наблюдаемым цветам звёзд):

Звезда Спектральный класс Расстояние, св. лет
Капелла G 5 III 4.41
HD 29697 K3 V 15.64
Йота Персея G0 V 17.5
Глизе 176 M2.5e V 17.59
Хи¹ Ориона G0 V 18.07
Пси 5 Возничего G0 V 18.57
111 Тельца F8e V 18.71
G5 V? 19.11
Тета Персея F7 V 19.78

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет , есть ещё порядка 25 красных , оранжевых и жёлтых карликов спектрального класса M, K, G и 2 белых карлика , которые в список не попали.

Примечания

Комментарии
  1. Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
Источники
  1. ↑ (англ.) van Leeuwen, Floor ( November 2007 ), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics , 474 (2): 653—664, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка ) Note: see VizieR catalogue 5 декабря 2012 года. .
  2. ↑ (англ.) Johnson, H. L.; et al. ( 1966 ), "UBVRIJKL photometry of the bright stars", , 4 (99), Bibcode : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  3. (англ.) Nordström, B.; et al. ( May 2004 ), "The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs", Astronomy and Astrophysics , 418 : 989—1019, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  4. (англ.) Holmberg, J.; et al. ( July 2009 ), "The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics", Astronomy and Astrophysics , 501 (3): 941—947, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  5. ↑ (англ.) Boyajian, Tabetha S.; et al. ( February 2012 ), "Stellar Diameters and Temperatures. I. Main-sequence A, F, and G Stars", The Astrophysical Journal , 746 (1): 101, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка ) . See Table 10.
  6. ↑ (англ.) Takeda, Genya; et al. ( February 2007 ), "Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Physical Properties of ~1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog", , 168 (2): 297—318, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  7. ↑ (англ.) Greaves, J. S.; Wyatt, M. C.; Bryden, G. ( August 2009 ), "Debris discs around nearby solar analogues", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 397 (2): 757—762, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  8. (англ.) Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A. ( November 2008 ), "Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics", The Astrophysical Journal , 687 (2): 1264—1293, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  9. ↑ (англ.) Kovtyukh, V. V.; et al. ( 2003 ), "High precision effective temperatures for 181 F-K dwarfs from line-depth ratios", Astronomy and Astrophysics , 411 (3): 559—564, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  10. (англ.) Takeda, Yoichi; et al. ( February 2005 ), "High-Dispersion Spectra Collection of Nearby F--K Stars at Okayama Astrophysical Observatory: A Basis for Spectroscopic Abundance Standards", , 57 (1): 13—25, Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  11. (англ.) , SIMBAD Astronomical Object Database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 27 января 2019 от 29 января 2019 на Wayback Machine
  12. . Каталог ярких звезд . Дата обращения: 29 января 2019. 29 января 2019 года.
  13. ↑ Allen, R. H. (англ.) . — Reprint. — New York , NY: , 1963. — P. 91. — ISBN 0-486-21079-0 .
  14. (англ.) Rhoads, Jack W. (November 15, 1971 ), (PDF) , California Institute of Technology: Jet Propulsion Laboratory , Дата обращения: 19 августа 2012 . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка ) от 29 октября 2013 на Wayback Machine
  15. (кит.) 中國星座神話 , written by 陳久金. Published by 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 .
  16. (кит.) (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 13 日 от 16 июля 2011 на Wayback Machine
  17. (англ.) Chen, Y. Q.; et al. (February 2000), "Chemical composition of 90 F and G disk dwarfs", , 141 : 491—506, arXiv : , Bibcode : , doi : .
  18. (англ.) , Australia Telescope, Outreach and Education , Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation , December 21, 2004 , Архивировано из 10 марта 2012 , Дата обращения: 16 января 2012 . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка ) от 3 декабря 2013 на Wayback Machine
  19. (англ.) . .
  20. (англ.) Lubin, Dan; Tytler, David; Kirkman, David ( March 2012 ), "Frequency of Maunder Minimum Events in Solar-type Stars Inferred from Activity and Metallicity Observations", The Astrophysical Journal Letters , 747 (2): L32, Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  21. ↑ (англ.) Kaler, James B., , Stars , University of Illinois от 24 июня 2021 на Wayback Machine
  22. (англ.) Kovacs, N.; Foy, R. (August 1978 ), "A detailed analysis of three stars in the Eggen's Epsilon INDI moving group", Astronomy and Astrophysics , 68 (1—2): 27—31, Bibcode : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  23. (англ.) . . Дата обращения: 29 января 2019. Архивировано из 4 марта 2016 года.
  24. (англ.) . .

Ссылки

  • (англ.)
Источник —

aoibhe
  • 2021-12-10
  • 2
  • Tags:

Same as Лямбда Возничего

The title for the last searches