stringtranslate.com

Тета Возничего

Theta Aurigae ( латинизировано от θ Aurigae , сокращенно Theta Aur , θ Aur ) — двойная звезда в созвездии Возничего . На основании измерений параллакса расстояние до этой системы составляет около 166 световых лет (51 парсек ). [1]

Два компонента обозначены как Тета Возничего A (также называемая Махасим [10] ) и B.

Номенклатура

θ Aurigae ( латинизировано как Theta Aurigae ) — обозначение системы по Байеру . Обозначения двух компонентов как Theta Aurigae A и B происходят от соглашения, используемого Вашингтонским каталогом множественности (WMC) для кратных звездных систем , и приняты Международным астрономическим союзом (МАС). [11]

Некоторые авторы утверждают, что у Теты Возничего не было традиционного названия, [12] хотя Ричард Хинкли Аллен мимолетно упоминает имя Махасим , как название, которое также использовалось, с различными вариантами написания, для Эта Возничего и Лямбда Геркулеса , [13] от арабского المِعْصَم al-miʽşam «запястье» (возничего). В 2016 году МАС организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN) [14] для каталогизации и стандартизации собственных имен для звезд. WGSN решила приписывать собственные имена отдельным звездам, а не целым множественным системам . [15] Она одобрила название Махасим для компонента Теты Возничего A 30 июня 2017 года, и теперь оно включено в Список одобренных МАС названий звезд. [10]

На китайском языке она известна как 五車四 (Четвертая звезда из пяти колесниц ) [16].

Характеристики

Основной компонент, Тета Возничего A, является большой звездой, масса которой более чем в три раза больше массы Солнца , а радиус почти в пять раз больше радиуса Солнца . Она излучает в 214 раз больше солнечной светимости из своей внешней атмосферы при эффективной температуре 10 220 К, что придает ей белый оттенок звезды класса А. Звезда имеет звездную классификацию A0pSi [3] с суффиксом «pSi», указывающим на то, что это химически пекулярная звезда с аномальным содержанием кремния.

Кривая блеска Теты Возничего, построенная по данным TESS [17]

Первичная звезда классифицируется как переменная звезда типа Alpha2 Canum Venaticorum и имеет поверхностное магнитное поле около 1  кГс . [9] Ее прогнозируемая скорость вращения составляет 55 км с −1 , [9] при этом звезда совершает оборот всего за 3,6 дня. [8] Ось вращения наклонена на угол51° ± 6° к линии визирования с Земли. [9]

Вторичная звезда, Тета Возничего B, имеет звездную величину +7,2, что на 4,5 [3] величины слабее главной звезды, расположена на угловом расстоянии 3,91  угловых секунд вдоль позиционного угла 304,9° по состоянию на 2002 год. [18] Это звезда главной последовательности класса F со звездной классификацией в диапазоне F2-5 V. [3]

Средняя объединенная видимая величина системы составляет +2,65, но изменение первичной звезды приводит к тому, что яркость системы варьируется от величины +2,62 до +2,70 с периодом 1,37 дня. Система является источником рентгеновского излучения со светимостью 9,49 × 10 26 эрг с −1 . [3]

Ссылки

  1. ^ abcdef 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. ^ ab Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (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 : B/gcvs. Bibcode :2009yCat....102025S.
  3. ^ abcde Шредер, К.; Шмитт, Дж. Х. М. М. (ноябрь 2007 г.), «Рентгеновское излучение звезд класса А», Астрономия и астрофизика , 475 (2): 677–684, Bibcode : 2007A&A...475..677S, doi : 10.1051/0004-6361:20077429
  4. ^ ab Johnson, HL; et al. (1966). "UBVRIJKL фотометрия ярких звезд". Сообщения Лунной и планетной лаборатории . 4 (99): 99. Bibcode :1966CoLPL...4...99J.
  5. ↑ Эванс, Д.С. (20–24 июня 1966 г.), «Пересмотр Генерального каталога радиальных скоростей», в Баттене, Алане Генри; Херд, Джоне Фредерике (ред.), Определение радиальных скоростей и их применение, Труды симпозиума МАС № 30 , т. 30, Университет Торонто: Международный астрономический союз , стр. 57, Bibcode : 1967IAUS...30...57E
  6. ^ Норт, П. (июнь 1998 г.), «Подвергаются ли звезды SI какому-либо вращательному торможению?», Астрономия и астрофизика , 334 : 181–187, arXiv : astro-ph/9802286 , Bibcode : 1998A&A...334..181N
  7. ^ abcdef Sikora, J.; et al. (февраль 2019 г.). «Обзор mCP-звезд ограниченного объема в пределах 100 пк — I. Фундаментальные параметры и химическое содержание». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 483 (2): 2300–2324. arXiv : 1811.05633 . Bibcode : 2019MNRAS.483.2300S. doi : 10.1093/mnras/sty3105 .
  8. ^ ab Райс, Дж. Б.; Холмгрен, Д. Э.; Болендер, ДА (сентябрь 2004 г.), «Распределение кислорода на поверхности звезды Ap θ Aur. Изображение Доплера обилия для сравнения с ɛ UMa», Астрономия и астрофизика , 424 : 237–244, Bibcode : 2004A&A...424..237R, doi : 10.1051/0004-6361:20035639
  9. ^ abcd Шуляк, Д.; и др. (март 2007 г.), «Сила Лоренца в атмосферах CP-звезд: θ Возничего», Астрономия и астрофизика , 464 (3): 1089–1099, arXiv : astro-ph/0612301 , Bibcode : 2007A&A...464.1089S, doi : 10.1051/0004-6361:20064998, S2CID  119333293
  10. ^ ab "Название звезд". IAU.org . Получено 16 декабря 2017 г. .
  11. ^ 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].
  12. ^ Калер, Джим. «Тета Аур» . Проверено 5 января 2017 г.
  13. ^ Аллен, Ричард Хинкли (1963) [1899]. Имена звезд: их предания и значение . Нью-Йорк: Dover Publications, Inc. стр. 245. ISBN 0-486-21079-0.
  14. ^ "Рабочая группа МАС по названиям звезд (WGSN)" . Получено 22 мая 2016 г. .
  15. ^ "Трехгодичный отчет WG (2015-2018) - Имена звезд" (PDF) . стр. 5 . Получено 14 июля 2018 г. .
  16. ^ «香港太空 館 – 研究資源 – 亮星中英對照表 (китайские/английские названия звезд)» (на китайском языке). Гонконгский музей космонавтики. Архивировано из оригинала 29 сентября 2009 года . Проверено 31 декабря 2008 г.
  17. ^ "MAST: Архив Барбары А. Микульски для космических телескопов". Space Telescope Science Institute . Получено 8 декабря 2021 г.
  18. ^ Робертс, Льюис К. младший (май 2011 г.), «Астрометрические и фотометрические измерения двойных звезд с помощью адаптивной оптики: наблюдения с 2002 г.», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 413 (2): 1200–1205, arXiv : 1012.3383 , Bibcode : 2011MNRAS.413.1200R, doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18205.x , S2CID  118398949

Внешние ссылки