stringtranslate.com

Эта Кита

Эта Кита (η Cet, η Ceti) — звезда в экваториальном созвездии Кита . Имеет традиционное название Денеб Альгенуби или Альгенуди. Видимая визуальная величина этой звезды составляет +3,4, [2] что делает ее четвертой по яркости звездой в этом относительно слабом созвездии. Расстояние до этой звезды можно измерить напрямую с помощью метода параллакса , что дает значение 120,5 световых лет (36,9 парсеков ). [1]

Это гигантская звезда , которая была выбрана в качестве стандарта для звездной классификации K2−IIIb. Она исчерпала водород в своем ядре и эволюционировала вдали от главной последовательности звезд, подобных Солнцу. (Иногда классификация указывается как K1.5 IIICN1Fe0.5, что указывает на сильную звезду CN [11] с более высоким, чем обычно, содержанием циана и железа по сравнению с другими звездами ее класса.) [12] Это красная звезда-сгусток , которая генерирует энергию посредством ядерного синтеза гелия в своем ядре. [13]

Масса Eta Ceti в 1,7 раза больше массы Солнца [3] , а ее поверхность расширилась до 13 радиусов Солнца. [7] Она излучает в 74 [8] раза больше светимости, чем Солнце, из своей фотосферы при эффективной температуре 4356 К. [8] Это тепло придает звезде оранжевое свечение звезды K-типа . [14]

В культуре

Имя Денеб Альгенуби произошло от арабского ذنب القيطس الجنوبي – аль-дханаб аль-кайтас аль-джануби, что означает южный хвост морского чудовища . В каталоге звезд Календария Аль - Аксаси аль-Муаккет эта звезда получила обозначение Аул аль-Наамат (أول النعامات — awwil al naʽāmāt ), что переводится на латынь как Prima Struthionum, что означает первый страус . [15] Эта звезда, наряду с θ Cet (Таних аль Наамат), τ Cet (Талат Аль Наамат), ζ Cet (Батен Кайтос) и υ Cet , были Аль Наамат (النعامات), Курицей-страусами. [16]

На китайском языке天倉( Tiān Cāng ), что означает Квадратное Небесное Зернохранилище , относится к астеризму, состоящему из η Кита, ι Кита , θ Кита , ζ Кита , τ Кита и 57 Кита . [17] Следовательно, китайское название самой η Кита —天倉二( Tiān Cāng èr , англ. Вторая звезда квадратного небесного амбара ). [18]

Планетная система

В 2014 году две экзопланеты вокруг звезды были обнаружены с помощью метода лучевой скорости . Планеты, обнаруженные с помощью лучевой скорости, имеют плохо известные массы, поскольку если бы орбита планет была отклонена от линии зрения, гораздо большая масса должна была бы компенсировать угол. [19]

Eta Ceti b имеет минимальную массу 2,55  МДж и орбитальный период 403,5 дня (около 1,1 года), в то время как Eta Ceti c имеет минимальную массу 3,32 МДж и орбитальный период 751,9 дня (2,06 года). Если предположить, что орбиты двух планет копланарны , то две планеты должны быть заблокированы в орбитальном резонансе 2:1 , в противном случае система станет динамически нестабильной. Хотя наклоны от линии визирования неизвестны, значение ограничено 70° или меньше: если больше, то большие массы сделают систему динамически нестабильной, без устойчивых решений. [3] 

Ссылки

  1. ^ abcde Vallenari, A.; et al. (коллаборация Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties". Астрономия и астрофизика . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Запись Gaia DR3 для этого источника на VizieR .
  2. ^ abcd Jennens, PA; Helfer, HL (сентябрь 1975), "Новая фотометрическая калибровка содержания металлов и светимости для гигантов поля G и K.", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 172 (3): 667–679, Bibcode : 1975MNRAS.172..667J, doi : 10.1093/mnras/172.3.667
  3. ^ abcde Трифонов, Трифон; Рефферт, Сабина; Тан, Сяньюй; Ли, Ман Хой; Квирренбах, Андреас (2014). "Точные радиальные скорости гигантских звезд. VI. Возможная резонансная пара планет 2:1 вокруг гигантской звезды K η Ceti". Астрономия и астрофизика . 568 : A64. arXiv : 1407.0712 . Bibcode :2014A&A...568A..64T. doi :10.1051/0004-6361/201322885. S2CID  119189079.
  4. ^ Кинан, П.; Макнил, Р. (октябрь 1989 г.), «Каталог Перкинса пересмотренных типов МК для более холодных звезд», Серия приложений к Astrophysical Journal , 71 : 245–266, Bibcode : 1989ApJS...71..245K, doi : 10.1086/191373.
  5. ^ abcd Массаротти, Алессандро и др. (январь 2008 г.), «Вращательные и радиальные скорости для выборки из 761 гигантов HIPPARCOS и роль двойственности», The Astronomical Journal , 135 (1): 209–231, Bibcode : 2008AJ....135..209M, doi : 10.1088/0004-6256/135/1/209 , S2CID  121883397
  6. ^ Cardini, D. (январь 2005 г.), «Скорости потерь излучения хромосферы Mg II в холодных активных и тихих звездах», Astronomy and Astrophysics , 430 : 303–311, arXiv : astro-ph/0409683 , Bibcode : 2005A&A...430..303C, doi : 10.1051/0004-6361:20041440, S2CID  12136256.
  7. ^ ab Baines, Ellyn K.; Thomas Armstrong, J.; Clark, James H.; Gorney, Jim; Hutter, Donald J.; Jorgensen, Anders M.; Kyte, Casey; Mozurkewich, David; Nisley, Ishara; Sanborn, Jason; Schmitt, Henrique R.; Van Belle, Gerard T. (2021), "Угловые диаметры и фундаментальные параметры сорока четырех звезд с помощью прецизионного оптического интерферометра ВМС", The Astronomical Journal , 162 (5): 198, arXiv : 2211.09030 , Bibcode : 2021AJ....162..198B, doi : 10.3847/1538-3881/ac2431
  8. ^ abc Berio, P.; et al. (ноябрь 2011 г.), "Хромосфера звезд-гигантов K. Геометрическая протяженность и обнаружение пространственной структуры", Astronomy & Astrophysics , 535 : A59, arXiv : 1109.5476 , Bibcode : 2011A&A...535A..59B, doi : 10.1051/0004-6361/201117479, S2CID  17171848
  9. ^ ab Luck, R. Earle (2015), «Распространенность в локальном регионе. Гиганты I. G и K», The Astronomical Journal , 150 (3): 88, arXiv : 1507.01466 , Bibcode : 2015AJ....150...88L, doi : 10.1088/0004-6256/150/3/88, S2CID  118505114.
  10. ^ "Эта Цет". СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 17 марта 2017 г.
  11. ^ Кинан, Филип К. и др. (июль 1987 г.), «Распознавание и классификация гигантов с сильным CN», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 99 : 629–636, Bibcode : 1987PASP...99..629K, doi : 10.1086/132025 .
  12. ^ Эгглтон, ПП; Токовинин, AA (сентябрь 2008 г.), «Каталог множественности ярких звездных систем», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 389 (2): 869–879, arXiv : 0806.2878 , Bibcode : 2008MNRAS.389..869E, doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x , S2CID  14878976
  13. ^ Puzeras, E.; et al. (октябрь 2010 г.), «Высокоразрешающее спектроскопическое исследование красных звезд-скоплений в Галактике: элементы группы железа», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 408 (2): 1225–1232, arXiv : 1006.3857 , Bibcode : 2010MNRAS.408.1225P, doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17195.x , S2CID  44228180
  14. ^ "Цвет звезд", Австралийский телескоп, Outreach and Education , Commonwealth Scientific and Industrial Research Organization , 21 декабря 2004 г., архивировано из оригинала 2012-03-18 , извлечено 2012-01-16
  15. ^ Кнобель, Э.Б. (июнь 1895 г.), «Аль-Аксаси Аль-Муаккет, в каталоге звезд в календаре Мохаммада Аль-Аксаси Аль-Муаккета», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 55 : 429–438, Бибкод : 1895MNRAS.. 55..429К, doi : 10.1093/mnras/55.8.429
  16. ^ Аллен, Р. Х. (1963), Имена звезд: их предания и значение (переиздание), Нью-Йорк: Dover Publications Inc., стр. 162, ISBN 0-486-21079-0, получено 2010-12-12
  17. ^ (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 . 
  18. ^ (на китайском языке)香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表 Архивировано 29 сентября 2009 года в Wayback Machine , Гонконгский музей космонавтики. Доступ онлайн 23 ноября 2010 г.
  19. ^ "Лучевая скорость". Планетарное общество . Получено 3 марта 2017 г.