Эта Персея (η Персея, Eta Persei, η Persei , сокращ. eta Per, η Per ) — звезда в северном созвездии Персея , она находится на северной оконечности классического очертания созвездия. Эта Персея также находится в области массивных звёзд, хотя звезда вряд ли связана со скоплением Альфа Персея (которое находится на расстоянии 510 св. лет ), а также другими скоплениями соседних массивных звёзд . Эта Персея имеет видимую звёздную величину +3,79 ^m , и, согласно шкале Бортля , видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе ( англ. Inner-city sky ).

Из измерений параллакса , полученных во время миссии Hipparcos , известно, что звезда удалена примерно на 880 св. лет ( 270 пк ) от Земли . Звезда наблюдается севернее , то есть видна севернее мыса Игольного , севернее шт. Западная Австралия , севернее о. Северный ( Новая Зеландия ), севернее области Либертадор-Хенераль-Бернардо-О’Хиггинс ( Чили ) и севернее провинции Кордова ( Аргентина ). Лучшее время для наблюдения — ноябрь .

Эта Персея движется весьма медленно относительно Солнца : её радиальная гелиоцентрическая скорость практически равна −1 км/с , что составляет 10 % от скорости местных звёзд Галактического диска , а также это значит, что звезда приближается к Солнца . По небосводу звезда движется на юго-восток .

Имя звезды

Эта Персея ( латинизированный вариант лат. Eta Persei ) является обозначением Байера , данным им звезде в 1603 году . Звезда имеет обозначение η ( эта — 7-я буква греческого алфавита ), однако, сама звезда — 9-я по яркости в созвездии . 15 Персея ( латинизированный вариант лат. 15 Persei ) является обозначением Флемстида . Её собственное имя — Мирам ( лат. Miram ), непонятного происхождения, которое она получила в XX веке и которое, вохможно, было позаимствовано из атласа звёздного неба Бечваржа .

В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу при МАС по звёздным именам (WGSN) для каталогизации и стандартизации имён собственных звёзд . Он утвердил название Miram для компонента Эта Персея A 5 сентября 2017 года , и теперь он включён в Список утверждённых МАС звёздных имён . Эта Персея вместе с Дельта Персея , , Сигма Персея , Альфа Персея и Гамма Персея составляют астеризм Сегмент Персея .

Обозначения остальных компонентов как Эта Персея AB, AC, AE, AF, CD и СG вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем , и принятого Международным астрономическим союзом (МАС) .

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 Эта Персея — 天船一 ( Tiān Chuán yī , «Первая звезда Небесной лодкм» ( англ. the First Star of Celestial Boat ) .

Свойства звезды

Эта Персея — оранжевый сверхгигант спектрального класса K3Ib , что указывает на то, что водород в ядре звезды уже закончился и сейчас ядерным «топливом», служит гелий , то есть звезда уже сошла с главной последовательности . Гелий образуется в ядре и оболочке звезды в результате синтеза водорода и азота , и накапливается относительно углерода и кислорода во время CNO-цикла . Индекс Ib указывает, что Эта Персея, не очень яркий сверхгигант .

Масса звезды напрямую не измерена, а от этого зависит её дальнейшая эволюции, однако о большой массе не может быть и речи. Если звезда все ещё расширяется за счёт мёртвого гелиевого ядра, её масса в 11 раз превышает массу Солнца , а если она уже не расширяется, то масса звезды будет несколько меньшей величины, около 9 солнечных мпсс , то есть везда находится на неком переломе. Она может породить самый массивный белый карлик , с массой около 1,4 ( максимально допустимая масса , при которой белые карлики ещё могут существовать), более того звезда могла бы породить редкого кислородно - неонового белого карлика (большинство из которых представляют собой шары из углерода и кислорода ). Также звезда может иметь массу чуть выше неопределённого предела (> 8 ), при котором звезды взрываются как сверхновые .

В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1922 году . Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Эта Персея, измеренный напрямую

Год	m	Спектр	D ( mas )	R абс ( ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ )	Комм.
1922	3.93	K0	0.012	44

На таком расстоянии её абсолютный радиус был оценён в 44 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ . Данные о радиусе, светимости и т. д. были приведены в литературе по результатам различных исследований, однако в 2016 году вышел второй набор данных миссии Gaia ( англ. Data Release 2, DR2 ) . Данные об этих измерениях приведены в таблице:

Сравнение измеренных параметров звезды Эта Персея по результатам до и после 2016

Время	${\displaystyle R_{\bigodot }}$	${\displaystyle L_{\bigodot }}$	T eff ( К )
до 2016	44	5135	4047
после 2016	103,67 +27,53 −16,28	3518,172 ± 350,534	4366 +389 −485

Как видно эти данные очень сильно отличаются: измеренный радиус оказался в более чем 2 раза больше и составил 0,48 а.е. и тем самым превысил орбиту Меркурия , чья большая полуось равна 0,38 а.е. Измеренная светимость оказалась почти в 2 раза меньше , а измеренная температура почти на 319 К больше.

Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 4366 К , что придаёт ей характерный оранжевый цвет звезды спектрального класса K . У звезды также присутствует избыток инфракрасного излучения , а также в спектре звезды присутствует ультрафиолетовое излучение FeII . Светимость звезды сейчас оценивается 3518 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ . Если бы Эта Персея находилась бы на месте Поллукса , то есть на расстоянии порядка 10 пк , то она бы светила яркостью −4.29 ^m , то есть с яркостью почти в 1,0 Венеры (в максимуме). Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле , получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 59,3 а.е. , то есть в рассеянный диск , а более конкретно почти на орбиту объекта , чья большая полуось орбиты равна 59,159 а.е. или же почти на орбиту карликовой планеты Эриды , чья большая полуось орбиты равна 67,781 а.е. . Причём с такого расстояния Эта Персея выглядела бы на почти в 2 раза больше нашего Солнца , каким мы его видим с Земли — 0,93° ( угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Эта Персея вращяется со скоростью в 3 раз выше солнечной и равной 5,8 км/с , что даёт период вращения звезды — 929,5 дней или ~ 2,5 года . Возраст звезды Эта Персея точно не определён, но известно, что звёзды с массой ~10 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ живут порядка 100 млн. лет и это значит, что очень скоро Эта Персея закончит свою жизнь либо, сбросив внешние оболочки, станет довольно массивным кислородно-неоновым белым карликом , либо став сверхновой звездой . Так же возможно, что Эта Персея принадлежит к рассеянному звёздному скоплению Плеядам , возраст которого, составляет порядка 100 млн. лет .

История изучения кратности звезды

Оптически кратная звезда Эта Персея в видимом свете

Оптическую двойственность звезды открыл в 1821 году Д. Гершель вместе с Дж. Саутом , то есть они открыли компонент AE и звезда вошла в каталоги как SHJ 34 . Затем В. Я. Струве в 1836 году открыл тройственность звезды, то есть он открыл компонент AB, причём он опирался на внутренние записи, которые начинались с 1779 году . Потом в 1878 году он открыл четырёхкратность звезды, то есть компонент AC и вся система вошла в каталоги как STF 307 . Тогда же, в 1878 году , новозеландский астроном Уоррен О. К. Р. ( англ. Warren, O.C.R. ) обнаружил, что компонент C сам является двойной системой, то есть открыл компонент CD и звезда вошла в каталоги как WRD 1 или WAR 1 . Затем в 1904 году был открыт компонент AF, а в 2003 году компонент CG. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд , параметры этих компонентов приведены в таблице :

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Эта Персея, похоже, нет спутников. Вокруг Эта Персея образовалось несколько меньших, так называемых «компаньонов». Наиболее вероятным компаньоном является Эта Персея B, карлик 9-й величины спектрального класса B9, у которого известен каталожный номер . Звезда находится на угловом расстоянии 29 секунд дуги и если она настоящий компаньон, то она лежит на расстоянии, по крайней мере, 11 500 а.е. и ей требуется не менее 350 000 лет , чтобы совершить полный оборот. Однако, такие числа делают их гравитационную связь очень маловероятной .

У Эта Персея есть ещё один компаньон — «тройная» звезда 12-й величины спектрального класса OB, находящаяся на угловом расстоянии 64,0 секунд дуги , у которой известен каталожный номер — LS I +55 39 . У звезды известен параллакс , и судя по нему звезда находится на расстоянии порядка 9500 св. лет , и соответственно ни она, ни её «спутники» (компоненты CD и CG) в систему Эта Персея не входит, являясь просто фоновыми звёздами, лежащими на линии прямой видимости. Причём у одного из них, компонента CD, извезтен его катложны номер UCAC4 730-026129 и параллакс и судя по нему звезда находится на расстоянии порядка 9670 св. лет , и, скорее всего, она в систему Эта Персея CD не входит. Примерно то же самое можно сказать и о компонентах AE и AF, звёздах 9-й величины и 11-й величины, лежащих на угловом расстоянии 242,9 секунд дуги и 57,7 секунд дуги , соответственно, вряд ли они входят в систему Эта Персея.

Примечания

Комментарии

Источники

Ссылки

• (англ.)