stringtranslate.com

Бета Овна

Бета Овна ( β Arietis , сокращенно Бета Ари , β Ари ), официально названная Шератан / ˈ ʃ ɛr ə t æ n / , [10] [11] — звёздная система и вторая по яркости звезда в созвездии Овна , обозначающая второй рог барана.

Номенклатура

Бета Овна — обозначение звезды по системе Байера . Она также имеет обозначение по системе Флемстида — 6 Овна .

Традиционное название, Шератан (или Шаратан, Шератим), [8] в полном виде Аль Шаратан, происходит от арабского الشرطان aš-šaraţān «два знака», ссылка на звезду, которая отметила северное весеннее равноденствие вместе с Гаммой Овна несколько тысяч лет назад. [ необходима ссылка ] В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN) [12] для каталогизации и стандартизации собственных имен для звезд. WGSN одобрил название Шератан для этой звезды 21 августа 2016 года, и теперь оно внесено в Каталог названий звезд МАС. [11]

На китайском языке婁宿( Lóu Xiù ), что означает «Связь» (астеризм) , относится к астеризму, состоящему из β Ариетиса, γ Ариетиса и α Ариетиса . [13] Следовательно, китайское название самого β Ариетиса —婁宿一( Lóu Su yī , англ.: Первая звезда связи ). [14]

Характеристики

Бета Овна имеет видимую визуальную величину 2,65. На основании динамических измерений параллакса она расположена на расстоянии 58,4 световых лет (17,9 парсеков ) от Земли. [3] Это спектроскопическая двойная звездная система, состоящая из пары звезд, вращающихся вокруг друг друга с разделением, которое в настоящее время не может быть разрешено с помощью обычного телескопа. Тем не менее, пара была разрешена с помощью звездного интерферометра Mark III в обсерватории Маунт-Вилсон . Это позволяет вычислять элементы орбиты , а также индивидуальные массы двух звезд. Звезды завершают свою высокоэллиптическую орбиту каждые 107 дней. [5]

Первичная звезда имеет звездную классификацию A3 V, [3] что означает, что это звезда главной последовательности класса A , которая генерирует энергию посредством термоядерного синтеза водорода в своей центральной области. Проект NStars дает звезде спектральный тип kA4 hA5 mA5 Va в соответствии с пересмотренной системой спектральной классификации MK . [15] Вторичная звезда является звездой главной последовательности класса G со звездной классификацией G2V. [3] Она примерно на четыре величины слабее первичной; следовательно, выход энергии из системы доминирует первичной звездой. [5] Через несколько миллионов лет, по мере того как первичная звезда эволюционирует в сторону красного гиганта , ожидается значительный объем передачи массы вторичному компоненту. [16]

Первичная звезда была классифицирована как быстрый ротатор с прогнозируемой скоростью вращения 73 км/с, что обеспечивает нижнюю границу азимутальной скорости вращения вдоль экватора. [7] Она также может быть умеренно Am-звездой , которая является классом звезд, которые показывают своеобразный спектр с сильными линиями поглощения от различных элементов и дефицитом других. В β Овна эти линии поглощения расширены из-за эффекта Доплера от вращения, что затрудняет анализ моделей обилия. [6]

Эта система была исследована с помощью космического телескопа Spitzer на наличие избыточного излучения инфракрасного диапазона , которое могло бы указывать на диск пыли. Однако никакого значительного избытка обнаружено не было. [15]

Примечания

  1. ^ ab Рассчитано с использованием закона Стефана-Больцмана , эффективной температуры и светимости звезды относительно номинальной эффективной температуры  Солнца 5772 К :

Ссылки

  1. ^ abcd van Leeuwen, F. (ноябрь 2007 г.), «Проверка новой редукции Hipparcos», Astronomy and Astrophysics , 474 (2): 653–664, arXiv : 0708.1752 , Bibcode : 2007A&A...474..653V, doi : 10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600
  2. ^ abc Gutierrez-Moreno, Adelina; et al. (1966). "Система фотометрических стандартов". Публикации кафедры астрономии Чилийского университета . 1. Publicaciones Universidad de Chile, кафедра астрономии: 1–17. Bibcode : 1966PDAUC...1....1G.
  3. ^ abcdefgh Пиккотти, Лука; Docobo, Хосе Анхель; Карини, Роберта; Тамазян, Вахтанг С.; Брокато, Энцо; Андраде, Мануэль; Кампо, Педро П. (01 февраля 2020 г.). «Исследование физических свойств SB2 как на визуальной, так и на спектроскопической орбите». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 492 (2): 2709–2721. Бибкод : 2020MNRAS.492.2709P. дои : 10.1093/mnras/stz3616 . ISSN  0035-8711.
  4. ^ Уилсон, Ральф Элмер (1953). «Общий каталог радиальных скоростей звезд». Издание Института Карнеги, Вашингтон, округ Колумбия . Вашингтон: Институт Карнеги, Вашингтон . Bibcode : 1953GCRV..C......0W.
  5. ^ abc Pan, XP; и др. (1990), «Видимая орбита спектроскопической двойной звезды Бета Овна с временным интерферометром Mark III Stellar», Astrophysical Journal , 356 : 641–645, Bibcode : 1990ApJ...356..641P, doi : 10.1086/168870
  6. ^ abc Mitton, J. (январь 1977 г.), «Спектроскопические наблюдения и анализ кривых роста четырех звезд A: омикрон Peg, бета Ari, каппа Ari и 32 Vir.», Astronomy and Astrophysics Supplement Series , 27 : 35–46, Bibcode : 1977A&AS...27...35M
  7. ^ Аб Ройер, Ф.; Зорек, Дж.; Гомес, А.Е. (февраль 2007 г.), «Скорости вращения звезд A-типа. III. Распределение скоростей», Astronomy and Astrophysicals , 463 (2): 671–682, arXiv : astro-ph/0610785 , Bibcode : 2007A&A... 463..671Р, дои :10.1051/0004-6361:20065224, S2CID  18475298
  8. ^ ab Allen, Richard Hinckley (1899), Star-Names and Their Meanings, New York: GE Stechert, стр. 81–82 , получено 24 декабря 2011 г.
  9. ^ "Бет Ари - Спектроскопическая двойная система", SIMBAD , Центр астрономических исследований Страсбурга , получено 29 декабря 2011 г.
  10. ^ Куницш, Пол; Смарт, Тим (2006). Словарь современных названий звезд: краткое руководство по 254 названиям звезд и их производным (2-е переиздание). Кембридж, Массачусетс: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  11. ^ ab "Каталог звездных имен МАС" . Получено 28 июля 2016 г.
  12. ↑ Рабочая группа МАС по названиям звезд (WGSN), Международный астрономический союз , получено 22 мая 2016 г.
  13. ^ (на китайском языке) 中國星座神話, автор 陳久金. Опубликовано 台灣書房出版有限公司, 2005 г., ISBN 978-986-7332-25-7 . 
  14. ^ (на китайском языке)香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表 Архивировано 18 августа 2010 г. в Wayback Machine , Гонконгский музей космонавтики. Доступ онлайн 23 ноября 2010 г.
  15. ^ ab Gray, RO; и др. (октябрь 2003 г.), «Вклад в проект «Близлежащие звезды» (NStars): спектроскопия звезд, более ранних, чем M0, в пределах 40 парсеков: Северная выборка. I.», The Astronomical Journal , 126 (4): 2048–2059, arXiv : astro-ph/0308182 , Bibcode : 2003AJ....126.2048G, doi : 10.1086/378365, S2CID  119417105
  16. ^ Фурманн, Клаус (февраль 2008 г.), «Близлежащие звезды галактического диска и гало - IV», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 384 (1): 173–224, Bibcode : 2008MNRAS.384..173F, doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12671.x

Внешние ссылки