Гамма Персея (γ Персея, Gamma Persei, γ Persei , сокращ. gam Per, γ Per ), — двойная звезда в северном созвездии Персея . Гамма Персея имеет видимую звёздную величину +2,93 ^m , и, согласно шкале Бортля , видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе ( англ. Inner-city ).

Из измерений параллакса , полученных во время миссии Hipparcos , известно, что звезда удалена примерно на 243 св. лет ( 75 пк ) от Земли . Звезда наблюдается севернее 37° ю. ш. , то есть видна севернее о. Северный ( Новая Зеландия ), о. Санта-Мария и г. Коронель ( Чили ), обл. Патагонии , островов Тристан-да-Кунья и о. Святой Елены . Лучшее время для наблюдения — ноябрь . Примерно в 4° к северу от Гамма Персея находится радиант ежегодного метеорного потока Персеид .

Гамма Персея движется весьма медленно относительно Солнца : её радиальная гелиоцентрическая скорость практически равна 3 км/с , что составляет 30 % от скорости местных звёзд Галактического диска , а также это значит, что звезда удаляется от Солнца . По небосводу звезда движется на юго-восток .

Имя звезды

Гамма Персея ( латинизированный вариант лат. Gamma Persei ) является обозначением Байера , данным им звезде в 1603 году . Хотя звезда и имеет обозначение ν ( Гамма — 3-я буква греческого алфавита ), однако сама звезда — 5-я по яркости в созвездии . 23 Персея ( латинизированный вариант лат. 23 Persei ) является обозначением Флемстида .

Гамма Персея вместе с Дельта Персея , , Сигма Персея , Альфа Персея и Эта Персея составляют астеризм Сегмент Персея .

В звезда входтла в созвездие 天 船 ( Tiān Chuán ), что означает « (англ.) ( » и относится к астеризму «Небесная лодка», состоящему из Эта Персея , Гамма Персея, Альфа Персея , , Дельта Персея , , и . Следовательно, китайское название для Гамма Персея — 天船二 ( Tiān Chuán èr , «Вторая звезда Небесной лодкм» ( англ. the Second Star of Celestial Boat ) .

Обозначения компонентов как Гамма Персея Aa,Ab и AB вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем , и принятого Международным астрономическим союзом (МАС) .

Свойства двойной звезды

Гамма Персея— это широкая пара звёзд. В телескоп видно, что это две звезды, блеск которых +3,60 ^m и +3,80 ^m . Обе звезды отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,144 " , что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 8,315 а.е. и периоду обращения по крайней мере, 5329,8 дн. или 14,6 лет (для сравнения радиус орбиты Сатурна равен 9,54 а.е. и период обращения равен 29,46 лет ). У орбиты довольно большой эксцентриситет , который равен 0,785 (почти такой же, как у Бета Овна ). Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 1,78 а.е. (то есть почти до орбиты Марс ( 1,52 а.е. ), то удаляются на расстояние 14,8 а.е. (то есть примерно до точки, находящейся на полпути между орбитами Сатурна ( 9,54 а.е. ) и Урана ( 19,22 а.е. ). Наклонение в системе довольно велико и составляет 90,9° , то есть звезды в системе Гамма Персея вращаются «лёжа на боку», как это видится с Земли . Эпоха периастра , то есть год, когда звезды приблизились друг к другу на минимальное расстояние — 2019 год .

Кривая яркости затмения в системе Гамма Персея в 2019 году , зарегистрированного космическим телескопом TESS ( НАСА )

Затмение в системе Гамма Персея впервые наблюдалось в 1990 году и оно длилось две недели . Во время затмения первичный элемент, то есть Гамма Персея Aa, проходил перед вторичным, то есть Гамма Персея Ab, в результате чего яркость системы уменьшилась на 0,55 ^m . Следующее затмение в системе Гамма Персея было в 2005 году , но в то время звезда была так близко к Солнцу , что было очень трудно его увидеть . Следующее затмение в системе наблюдалось в 2019 году .

Оценки масс обоих звёзд весьма неопределённые:

• используя спекл-интерферометрию , McAlister ( 1982 ) получил оценки массы 4,73 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ для первичного компонента и 2,75 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ для вторичного компонента. Он отметил, что оценка массы была слишком высока для данной спектральной классификации ;
• Martin и Mignard ( 1998 ) определили массы для обоих компонентов на основе данных миссии Hipparcos : 5,036±0,951 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ для первичного компонента и 2,295±0,453 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ для вторичного. Они признают, что высокий наклон орбиты привёл к большой погрешности ;
• Prieto и Lambert ( 1999 ) дали с оценку массы 3,81 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ для первичного компонента , в то время как Pizzolato и Maggio ( 2000 ) получили 4,34 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ ;
• Ling и соавт. ( 2001 ) получили оценки 2,7 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ для первичного компонента и 1,65 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ для вторичного .

Если мы будем смотреть со стороны Гамма Персея Aa на Гамма Персея Ab, то мы увидим бело-жёлтую звёздочку, которая светит с яркостью от −26,96 ^m , то есть с яркостью 1,22 светимости Солнц (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~0,11° , что составляет 22 % нашего Солнца . С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Гамма Персея Ab на Гамма Персея Aa, то мы увидим жёлтую звезду, которая светит с яркостью −28,25 ^m , то есть с яркостью 4,00 светимости Солнц . Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~0,66° , что составляет 133 % диаметра нашего Солнца . Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

	В периастре ( 1,78 а.е. )				В апоастре ( 14,8 а.е. )
	m	${\displaystyle L_{\bigodot }}$	D°	${\displaystyle D_{\bigodot }}$ %	m	${\displaystyle L_{\bigodot }}$	D°	${\displaystyle D_{\bigodot }}$ %
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 — видимая звёздная величина ; ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ — светимость, выраженная в светимостях Солнца ; D° — угловой диаметр звезды выраженный в градусах (угловой диаметр Солнца — 0,5°); ${\displaystyle D_{\bigodot }}$ % — диаметр звезды выраженный в процентах от диаметра Солнца ;

Свойства компонента Aa

Гамма Персея Aa — судя по её спектральному классу G8III (подобен вторичному компоненту Капеллы ) является проэволюционировавшим жёлтым гигантом , поскольку его масса равная 2,7 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ , то есть вместо водорода ядерным «топливом» в ядре звезды уже служит гелий , а сама звезда сошла с главной последовательности . Звезда, в таком случае, будет излучать энергию со своей внешней атмосферы при температуре порядка 5170 К что будет придавать ей характерный жёлтый цвет звезды спектрального класса G .

В связи с большой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1922 году и поскольку звезда двойная , то скорее всего измерялся радиус наиболее яркого компонента. Данные об этих измерениях приведены в таблице.

Радиус звезды Гамма Персея, измеренный напрямую

Год	m	Спектр	D ( mas )	R абс ( ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ )	Комм.
1922	3.08	F5+A3	3.2	6.6
1969	3.29	G8III	3.1	—

Сейчас мы знаем, что исходя из значения поверхностной гравитации , чьё значение равно 2,83 СГС или 6,76 м/с ² , радиус звезды должен быть 10,37 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ , то есть оба измерения были в общем адекватным, но не точным. Из температуры и радиуса звёзды, используя закон Стефана-Больцмана , можно узнать, что светимость Гамма Персея Aa составляет порядка 68,8 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ .

Скорость вращения у Гамма Персея Aa почти в 25 раз больше солнечной и равна 50 км/с , что даёт период вращения звезды — 5,35 дня .

К сожалению, не известен текущий возраст системы, но известно, что звёзды с массой 2,7 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ живут на главной последовательности порядка 620 млн. лет . Так же судя по её массе звезда родилась как бело-голубой карлик , спектрального класса B9V . В настоящее время звезда является жёлтым гигантом и, таким образом, через несколько миллионов лет Гамма Персея Aa станет красным гигантом . При чём в этой фазе своего существования она может поглотить Гамма Персея Ab, возможно, произведя вспышку, подобную новой звезде , а затем, сбросив внешние оболочки, она станет белым карликом .

Свойства компонента Ab

Звезда Гамма Персея Ab является бело-жёлтым карликом спектрального класса A2V то есть водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», а сама звезда находится на главной последовательности . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при температуре порядка 7895 К что будет придавать ей характерный бело-жёлтый цвет звезды главной последовательности спектрального класса A . Масса звезды, равная 1,65 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ более характерна для карликов спектрального класса A9V , а это значит, что звезда эволюционирует: её температура повышается, радиус увеличивается и сейчас он должен быть равен 1,75 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ . Из температуры и радиуса звезды, используя закон Стефана-Больцмана , можно узнать, что их светимость составляет порядка 9,5 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ .

История изучения кратности звезды

В 1831 году Д. Гершель открыл двойственность Гамма Персея, то есть открыл компонент AB и звёзды вошли в каталоги как HJ 2170 . Затем в 1955 году Р. Уилсон , основываясь на записях от 1939 года , открыл что компонент A является спектрально-двойной звездой и звезды вошла в каталоги как WRH 29 . Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд , параметры этих компонентов приведены в таблице :

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Гамма Персея есть спутник (компонент Aa,Ab), звезда 4-й величины, находящийся на очень малом угловом расстоянии , которое он изменил, двигаясь по эллиптической орбите , в течение последних почти 100 лет и он, несомненно, настоящий компаньон. Рядом находится, звезда 11-й величины (компонент AB), лежащая на угловом расстоянии 56,80 секунд дуги и которая, судя по её движению, в систему Гамма Персея не входит, являясь просто фоновой звездой, лежащей на линии прямой видимости.

Примечания

Комментарии

Источники

Ссылки

• (англ.)