stringtranslate.com

Бета Цефея

Бета Цефея ( β Cephei , сокращённо Beta Cep , β Cep ) — тройная звёздная система третьей величины в созвездии Цефея . Согласно измерениям параллакса, полученным в ходе миссии Hipparcos , она удалена от Солнца примерно на 690 световых лет . Является прототипом переменных звёзд Бета Цефея .

Она состоит из двойной пары (обозначаемой как Бета Цефея A) вместе с третьим компаньоном (B). Два компонента двойной звезды сами по себе обозначаются как Бета Цефея Aa (официально именуемая Альфирк / ˈ æ l f ər k / , традиционное название системы) [11] [12] и Аб.

Номенклатура

β Цефея ( латинизировано как Бета Цефея ) — обозначение системы по Байеру . Обозначения двух компонентов как Бета Цефея A и B , а также компонентов A — Бета Цефея Aa и Ab — происходят из соглашения, используемого Вашингтонским каталогом множественности (WMC) для кратных звездных систем и принятого Международным астрономическим союзом (МАС). [13]

Бета Цефея носила традиционное название Альфирк , происходящее от арабского الفرقة al-firqah «стадо» (овец). Вместе с Альфа Цефея (Альдерамин) и Эта Цефея (Алкидр) они были Аль Кавакиб аль Фирк الكوكب الفرق «звезды стада» Улугбека . [ 14] [15] В 2016 году МАС организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN) [16] для каталогизации и стандартизации собственных имен звезд. WGSN решила присваивать собственные имена отдельным звездам, а не целым множественным системам . [17] Она одобрила название Альфирк для компонента Бета Цефея Aa 21 августа 2016 года, и теперь он включен в Список одобренных МАС названий звезд. [12]

Видимость

Как и звезда Эпсилон Дракона в созвездии Дракона , Бета Цефея видна в основном в северном полушарии , учитывая ее крайнее северное склонение в 70 градусов и 34 минуты. Тем не менее, она видна большинству наблюдателей по всему миру, достигая таких городов на юге, как Хараре в Зимбабве , Санта-Крус-де-ла-Сьерра в Боливии или других поселений к северу ± 19° южной широты. Она является циркумполярной по всей Европе , северной Азии и североамериканских городах на юге до Гвадалахары на западе центральной Мексики . Все другие места по всему миру, имеющие широту больше ± 20° северной широты, заметят, что звезда всегда видна на ночном небе. Поскольку Бета Цефея является слабой звездой третьей величины, ее может быть трудно идентифицировать в большинстве городов с высоким уровнем светового загрязнения , хотя в сельской местности звезду можно легко наблюдать.

Полярная звезда

Бета Цефея — это видимая звезда, расположенная в пределах 5° прецессионного пути, проложенного по небесной сфере Северным полюсом Земли . В тот же период Йота Цефея также будет находиться в пределах 5° прецессионного пути, с другой стороны, так что обе они будут претендовать на звание полярных звезд , титул, который в настоящее время однозначно принадлежит Полярной звезде .

Характеристики

Кривая блеска для Бета Цефея, построенная по данным TESS [18]

Бета Цефея — тройная звезда , включающая спектрально-двойную звезду с оптическим спутником величиной 8. [19] Ее величина меняется от +3,16 до +3,27 с периодом 0,19048 дня. [2]

Beta Cephei Aa — это голубая субгигантская звезда со звездной классификацией B1 IV. Ранее она была классифицирована либо как звезда главной последовательности , либо как гигант . [20] Эта звезда имеет радиус, оцененный в 7,2  R ☉ [7] , и массу 7  M ☉ . Другие источники давали более высокие массы порядка 12  M ☉ . [3] Как и большинство звезд класса B с большой массой , Beta Cephei Aa — относительно молодая звезда с предполагаемым возрастом всего в несколько миллионов лет. Как и большинство звезд-гигантов, она медленно вращается вокруг своей оси со скоростью вращения 7 градусов в день, что является скоростью, при которой звезда совершает один полный оборот примерно за 51 день.

Бета Цефея Ab — звезда типа Be на 81-летней орбите с гигантским главным объектом. [6] Она была разрешена с помощью спекл-интерферометрии на расстоянии 0,25" в 1972 году. [21] С массой около 5  M ☉ , она, вероятно, является звездой класса B с классификацией B6. [6]

B Цефей B — звезда главной последовательности с величиной 7,8 A2, расположенная на расстоянии 13,6" [3] .

Изменчивость

Бета Цефея пульсирует регулярно каждые 4 часа 34 минуты, производя изменение своей визуальной яркости на 0,11 звездной величины. Это прототип класса переменных Бета Цефея , горячей главной последовательности и гигантских звезд , которые пульсируют аналогично переменным цефеидам, но с пульсациями, вызванными непрозрачностью железа, а не гелия . [2]

Ссылки

  1. ^ abcde van Leeuwen, Ф. (ноябрь 2007 г.). «Гиппаркос, новая редукция». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A&A...474..653В. дои : 10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ abcd Самус, NN; Дурлевич, OV; и др. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Bibcode :2009yCat....102025S.
  3. ^ abcde Ниева, Мария-Фернанда; Пржибилла, Норберт (2014). "Фундаментальные свойства близких одиночных ранних звезд B-типа". Астрономия и астрофизика . 566 : A7. arXiv : 1412.1418 . Bibcode : 2014A&A...566A...7N. doi : 10.1051/0004-6361/201423373. S2CID  119227033.
  4. ^ ab Mermilliod, J.-C. (1986). "Компиляция данных UBV Эггена, преобразованных в UBV (неопубликовано)". Каталог данных UBV Эггена . SIMBAD . Bibcode :1986EgUBV........0M.
  5. ^ Уилсон, Ральф Элмер (1953). "Общий каталог лучевых скоростей звезд". Вашингтон . Bibcode : 1953GCRV..C......0W.
  6. ^ abcde Hutter, DJ; Tycner, C.; Zavala, RT; Benson, JA; Hummel, CA; Zirm, H. (2021). «Обзор ярких звезд с помощью оптической интерферометрии. III. Обзор множественности классических звезд Be с ограниченной величиной». Серия приложений к астрофизическому журналу . 257 (2): 69. arXiv : 2109.06839 . Bibcode : 2021ApJS..257...69H. doi : 10.3847/1538-4365/ac23cb . S2CID  237503492.
  7. ^ abcd Гордон, Кэтрин Д.; Гис, Дуглас Р.; Шефер, Гейл Х.; Хубер, Дэниел; Айрленд, Майкл (2019). «Угловые размеры, радиусы и эффективные температуры звезд B-типа по данным оптической интерферометрии с массивом CHARA». The Astrophysical Journal . 873 (1): 91. Bibcode :2019ApJ...873...91G. doi : 10.3847/1538-4357/ab04b2 . S2CID  125181833.
  8. ^ Шульц, ME; Уэйд, GA; Ривиниус, Th; Алесиан, E.; Нейнер, C.; Пети, V.; Вишневский, JP; Сотрудничество MiMeS; Сотрудничество BinaMIcS (2019). "Магнитные ранние звезды B-типа II: Параметры звездной атмосферы в эпоху Гайи". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 485 (2): 1508. arXiv : 1902.02713 . Bibcode : 2019MNRAS.485.1508S. doi : 10.1093/mnras/stz416 . S2CID  119463660.
  9. ^ Сенарро, AJ; Пелетье, РФ; Санчес-Бласкес, П.; Селам, СО; Толоба; и др. (2007). «Библиотека эмпирических спектров телескопа Исаака Ньютона среднего разрешения - II. Параметры звездной атмосферы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 374 (2): 664–690. arXiv : astro-ph/0611618 . Бибкод : 2007MNRAS.374..664C. дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x . S2CID  119428437.
  10. ^ Хоффлейт (1991). «Каталог ярких звезд». VizieR (5-е исправленное изд.). Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 26 декабря 2010 г.
  11. ^ 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.
  12. ^ ab "Название звезд". IAU.org . Получено 18 июня 2018 г. .
  13. ^ Хессман, Ф. В.; Диллон, В. С.; Вингет, Д. Э.; Шрайбер, М. Р.; Хорн, К.; Марш, ТР; Гюнтер, Э.; Швоуп, А.; Хебер, У. (2010). «О соглашении об именовании, используемом для систем с несколькими звездами и экзопланет». arXiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
  14. ^ Аллен, Р. Х. (1963). Имена звезд: их предания и значение (переиздание). Нью-Йорк: Dover Publications Inc. стр. 157. ISBN 0-486-21079-0. Получено 2010-12-12 .
  15. ^ Дэвис, Джордж Р. (1944). «Произношения, происхождение и значения избранного списка названий звезд». Popular Astronomy . 52 : 8. Bibcode : 1944PA.....52....8D.
  16. ^ Рабочая группа МАС по названиям звезд (WGSN), Международный астрономический союз , получено 22 мая 2016 г.
  17. ^ "Трехгодичный отчет WG (2015-2018) - Имена звезд" (PDF) . стр. 5 . Получено 14 июля 2018 г. .
  18. ^ "MAST: Архив Барбары А. Микульски для космических телескопов". Space Telescope Science Institute . Получено 8 декабря 2021 г.
  19. ^ Нортон, Артур П. (1973). Атлас звезд Нортона . Галл и Инглис. стр. 118. ISBN 0-85248-900-5. Фиксированный. A — спектрально-двойная.
  20. ^ Skiff, BA (2014). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009–2016)". VizieR On-line Data Catalog: B/Mk. Первоначально опубликовано в: Lowell Observatory (октябрь 2014 г.) . 1 . Bibcode :2014yCat....1.2023S.
  21. ^ Gezari, DY; Labeyrie, A.; Stachnik, RV (1972). "Спекл-интерферометрия: дифракционно-ограниченные измерения девяти звезд с помощью 200-дюймового телескопа". Astrophysical Journal . 173 : L1. Bibcode :1972ApJ...173L...1G. doi : 10.1086/180906 .

Внешние ссылки