Delta Cailor Mici

Delta Small Horse (δ Small Horse, Delta Equulei, δ Equulei , prescurtat del Equ, δ Equ ) este o stea dublă din constelația Small Horse . Delta Cailor Mici are o magnitudine aparentă de +4,49 m [2] , și, conform scalei Bortl , este vizibilă cu ochiul liber chiar și pe cerul orașului . 

Din măsurătorile paralaxei obținute în timpul misiunii Hipparcos [1] , se știe că steaua se află la aproximativ 59,4 ly  distanță . ani ( 18,2  buc ) [13] de la Pământ . Steaua este observată la nord de 80 ° S. SH. , adică este vizibil pe aproape întregul teritoriu al Pământului locuit , cu excepția regiunilor subpolare ale Antarcticii . Cel mai bun moment pentru observare este august [14] .

Delta Cailor Mici se deplasează cu o viteză puțin mai mare față de Soare decât restul stelelor: viteza sa heliocentrică radială este de −15  km/s [14] , care este cu 50% mai rapidă decât viteza stelelor locale din Galactică. disc și înseamnă, de asemenea, că steaua se apropie de Soare . Steaua se deplasează pe cer spre sud-est [15] .

Numele stelei

Delta Little Horse ( latinizat ca Delta Equulei ) este desemnarea lui Bayer pentru stea în 1603 [15] . Deși steaua are denumirea delta (a patra literă a alfabetului grecesc ), steaua în sine este a doua cea mai strălucitoare din constelație. Steaua mai are o desemnare dată de Flamsteed  - 7 Little Horse ( lat.  7 Equulei ) [15] .

Proprietățile unei stele duble

Delta Calului Mic este o pereche apropiată de stele aproape identice, un fel de Soare dublu, care poate fi studiată de spectrografe ca o stea dublă spectrală și cu ajutorul telescoapelor ca o stea binară obișnuită [16] . Telescopul arată că acestea sunt două stele , a căror luminozitate este de +5,19 m și +5,22 m [17] .

Ambele stele sunt separate una de cealaltă printr-o distanță unghiulară de 0,232  ” [6] , care corespunde semi-axei ​​majore a orbitei de cel puțin 4,81  UA și unei perioade orbitale de cel puțin 5,7  ani [6] (pentru comparație, raza orbitei  lui Jupiter este de 5,2  UA iar perioada de revoluție .converge][60,44) Excentricitatea sistemului este foarte mare și se ridică laani11,86 este 2,7  UA Înclinația orbitală este de asemenea foarte mare și se ridică la 99,4 ° [6] , adică sistemul practic „se întinde pe o parte” și, în plus, se rotește pe o orbită retrogradă , văzută de pe Pământ.

Dacă privim de la delta Calului A la delta Calului B din periastron , atunci vom vedea din nou o stea galben-albă care strălucește cu o luminozitate de −25,28 m [18] , adică cu o luminozitate de 0,27 de luminozitatea Soarelui nostru. Mai mult , dimensiunea unghiulară a stelei va fi - 0,26 ° [c] , adică de 2 ori mai mică decât Soarele , deoarece diametrul unghiular al acestuia din urmă este de 0,5 °. Pe de altă parte, dacă privim din partea deltei Calului A spre delta Calului B în apoaster , atunci vom vedea o stea galben-albă care strălucește cu o luminozitate de −23,34 m [18] , adică , cu o luminozitate de 4,5% din luminozitatea soarelui nostru . Mai mult , dimensiunea unghiulară a stelei va fi - 0,1 ° [c] , adică de 5 ori mai mică decât Soarele . Întrucât ambele stele au luminozitate aproape egală, vom vedea aproape aceeași imagine dacă ne uităm din vecinătatea deltei Little Horse B până la delta stelei Little Horse A. Planeta poate fi pe o orbită stabilă de 37 de ani, la distanță. de cel puțin 16  UA. e. [16] , adică ceva mai aproape decât orbita unde se află Uranus în sistemul solar , a cărui semi- axă majoră este 19,22  UA.

Vârsta sistemului deltei Calului Mic este destul de mare și se ridică la 3,0  miliarde [3] .

Ambele stele sunt pitici de tip spectral F7V [9] [d] , ceea ce indică faptul că hidrogenul din miezul stelei servește drept „combustibil” nuclear, adică steaua se află în secvența principală . Stelele radiază energie din atmosfera lor exterioară la aceleași temperaturi efective de aproximativ 6200 [9] , ceea ce le conferă culoarea alb-gălbuie caracteristică unei stele de tip spectral F .

Masele de stele sunt comune pentru pitici și sunt de 1,192  [6] și 1,187  [6] . Datorită distanței mici până la stele, razele lor pot fi măsurate direct, iar prima astfel de încercare a fost făcută în 1922 . Mărimea unghiulară a stelei a fost apoi estimată la 1,2  mas , ceea ce înseamnă că la o asemenea distanță raza absolută a deltei Calului Mic a fost estimată a fi cu 10% mai mare decât raza Soarelui [19] . În măsurătorile ulterioare, raza componentei A a fost estimată a fi cu 10% mai mare decât raza Soarelui [20] , iar raza componentei B a fost estimată a fi egală cu raza Soarelui [21] . Cu toate acestea, în prezent se crede că razele lor sunt ceva mai mari decât raza Soarelui și sunt de 1,3  [9] și , respectiv, 1,25  [9] . De asemenea, ambele stele strălucesc de 2 ori mai mult decât Soarele nostru , luminozitatea lor fiind de 2,25  [9 ], respectiv 2,07  [9] . Pentru ca o planetă similară Pământului nostru să primească aproximativ aceeași cantitate de energie pe care o primește de la Soare, acestea ar trebui să fie plasate la o distanță de 1,5  UA. e. , adică aproximativ pe orbita lui Marte . Mai mult decât atât, de la o astfel de distanță, ambele stele din sistemul deltei Little Horse ar părea cu aproape 8-12% mai mici decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ - 0,44 ° -0,46 ° ( diametrul unghiular al Soarelui nostru  este de 0,5 °) . Totuși, totul este teoretic, deoarece sistemul deltei Cailor Mici este binar, există perturbări gravitaționale mari în el și, prin urmare, pot exista orbite stabile pentru ambele stele, doar la o distanță mai mică de 0,66 UA  . e. [16] .

Istoria studiului multiplicității stelelor

William Herschel a definit delta Calului Mic ca un sistem binar larg adăugând o componentă pe care astăzi o numim AB-C. V. Ya. Struve a crezut mai târziu că această stea nu face parte din sistemul deltei Little Horse și este pur și simplu o stea dublă optică , iar steaua a fost inclusă în cataloage ca STT 535 [e] , componenta AB. Cu toate acestea, fiul său O. V. Struve , făcând observații ulterioare în 1852 , a constatat că, deși separarea componentelor binarului optic a continuat să crească, sistemul delta lui Little Horse s-a dovedit a fi un sistem binar mult mai compact , adică a descoperit componenta AB [22] . El a inclus și a treia componentă, descoperită de Herschel, iar întregul sistem a fost inclus în cataloage ca STF2777 [f] . William Husseyîn jurul anului 1900 la Observatorul Lick , pentru prima dată a determinat corect perioada orbitală de 5,7 ani [23] , cu toate acestea, alte elemente ale orbitei erau încă semnificativ diferite de valorile moderne. Drept urmare, Delta Little Horse l-a înlocuit pe precedentul „deținător al recordului” Kappa Pegasus ca stea binară cu cea mai scurtă perioadă orbitală cunoscută (11,6 ani) [23] . Elementele regulate complete ale orbitei au fost calculate ulterior de Willem Leuthen și publicate în 1934 [24] . De-a lungul timpului, observațiile vizuale și spectroscopice suplimentare au rafinat aceste rezultate. Conform Washington Catalog of Visual Binaries , parametrii acestor componente sunt dați în tabelul [2] [17] :

Rezumând toate informațiile despre stea, putem spune că steaua Delta Small Horse are un satelit de magnitudinea a cincea situat la o distanță unghiulară foarte mică , pe care l-a păstrat în ultimii aproape 200 de ani și este, fără îndoială, un adevărat însoțitor. În apropiere se află componenta „C” [25] (componenta AB-C), o stea de magnitudinea a 10-a care se află doar în linia vizuală la distanță, judecând după paralaxă, 1108  ly. ani . Steaua în sine este cunoscută ca UCAC2 35491293.

Mediul imediat al vedetei

Următoarele sisteme stelare se află la o distanță de 20 de ani lumină [26] de stea Delta Little Horse (sunt incluse doar stea cea mai apropiată, cea mai strălucitoare (<6,5 m ) și stele notabile). Tipurile lor spectrale sunt afișate pe fundalul culorilor acestor clase (aceste culori sunt preluate din numele tipurilor spectrale și nu corespund culorilor observate ale stelelor):

În apropierea stelei, la o distanță de 20 de ani lumină , mai există aproximativ 20 de pitici roșii , portocalii și galbene din clasa spectrală G, K și M, precum și 2 pitici albe care nu au fost incluse în listă.

Note

1. ↑ Distanța calculată din valoarea paralaxei dată
2. ↑ 1 2 Mărimea absolută se calculează prin formula: , unde este mărimea aparentă, este distanța până la obiect în pc , 10 pc
3. ↑ 1 2 Diametrul unghiular (δ) se calculează folosind formula: , unde R S este raza stelei, exprimată în a. e .; d S este distanța până la stea, exprimată în a. e.
4. ↑ Până în anii 2010, delta Calului Mic era clasificată fie ca o pereche de pitici de tip spectral F7 și G0 [7] , apoi ca o pereche de pitici de tipul spectral F5V și G0V [2]
5. ↑ STT - link către catalogul V.Ya. Struve, 535 - numărul intrării din catalogul său
6. ↑ STT - link către catalogul V.Ya. Struve, 2777 - numărul de intrare în catalogul său

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( 2007 ) , Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:570   
2. ↑ 1 2 3 4 d Equulei  . Catalog Alcyone Bright Star . Preluat la 20 octombrie 2019. Arhivat din original la 29 aprilie 2016.
3. ↑ 1 2 3 Casagrande , L.; Schönrich, R.; Asplund, M. & Cassisi, S. ( 2011 ), New constraints on the chemical evolution of the solar neighborhood and Galactic disc(s). Parametri astrofizici îmbunătățiți pentru Studiul Geneva-Copenhaga , Astronomy & Astrophysics T. 530 (A138): 21 , DOI 10.1051/0004-6361/201016276   
4. ↑ Anderson , E. & Francis, cap. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters vol . 38(5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015   
5. ↑ 1 2 Mermilliod , J.-C. ( 1986 ), Compilarea datelor UBV ale lui Eggen, transformată în UBV (nepublicată), Catalogul datelor UBV ale lui Eggen   
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Muterspaugh , Matthew W.; Lane, Benjamin F.; Fekel, Francis C. & Konacki, Maciej ( martie 2008 ), Masses, Luminosities, and Orbital Coplanarities of the μ Orionis Quadruple-Star System from Phases Differential Astrometry , The Astronomical Journal vol. 135 (3): 766–776 , DOI 10.108. /0004-6256/135/3/766 Vezi Tabelul 5.   
7. ↑ 1 2 3 *del Equ -- Spectroscopic binary , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=del+Equ > . Preluat la 27 august 2019. Arhivat la 29 decembrie 2018 la Wayback Machine   
8. ↑ 1 2 (ing.) Malkov, O. Yu.; Tamazian, V.S.; Docobo, JA & Chulkov, D.A. ( 2012 ), Dynamical Masses of a Selected Sample of Orbital Binaries , Astronomy & Astrophysics vol. 546:5, A69 , DOI 10.1051/0004-6361/201219774   
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Torres , G.; Andersen, J. & Giménez, A. ( februarie 2010 ), Mase precise și raze ale stelelor normale: rezultate și aplicații moderne , Astronomy and Astrophysics Review vol. 18 (1–2): 67–126 , DOI 10.1007/s00159-009 -0025-1   
10. ↑ Gray R. O., Corbally C. J., Garrison R. F., McFadden M. T., Robinson P. E. Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I  (engleză) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2003. - Vol. 126, Iss. 4. - P. 2048-2059. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/378365 - arXiv:astro-ph/0308182
11. ↑ Casagrande L. , Schönrich R., Asplund M. , Ramírez I., Meléndez J., Bensby T., Cassisi S. , Feltzing S. New constraints on the chemical evolution of the solar neighborhood and Galactic disc(s  ) .) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2011. - Vol. 530.-P. A138. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201016276 - arXiv:1103.4651
12. ↑ Martínez-Arnáiz R., Maldonado J., Montes D. , Eiroa C., Montesinos B. Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vecinity  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2010. - Vol. 520.—P. 79–79. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/200913725 - arXiv:1002.4391
13. ↑ Muterspaugh, Matthew W.; Lane, Benjamin F.; Konacki, Maciej; Burke, Bernard F.; Colavita, M.M.; Kulkarni, S.R.; Shao, M. FAZE Astrometrie diferențială de înaltă precizie a δ Equulei  //  The Astronomical Journal  : journal. - Editura IOP , 2005. - Vol. 130 , nr. 6 . - P. 2866-2875 . - doi : 10.1086/497035 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0507585 .
14. ↑ 12 H.R. 8123 . Catalogul Stelelor Luminoase . (Rusă)
15. ↑ 1 2 3 Delta Equulei (7 Equulei) Star  Facts . Ghidul Universului . Arhivat din original pe 26 iunie 2018.
16. ↑ 1 2 3 Jim Kaler. DELTA EQU (Delta Equulei)  (engleză) . Stele . Universitatea din Illinois . Preluat la 20 octombrie 2019. Arhivat din original la 16 decembrie 2006.
17. ↑ 1 2 STT 535 aad STF2777: intrare în catalogul Washington Double Star Catalog  . Preluat la 20 octombrie 2019. Arhivat din original la 21 martie 2016.
18. ↑ 12 Delta Equulei . _ Internet Stellar Database . 
19. ↑ Intrare catalog CADARS: recno=  9846 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
20. ↑ Intrare catalog CADARS: recno=  9848 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
21. ↑ Intrare catalog CADARS: recno=  9847 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
22. ↑ Struve, Otto Wilhelm. Pe unele stele duble descoperite recent  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1859. - Vol. 20 . - P. 8-13 . - doi : 10.1093/mnras/20.1.8 . — Cod biblic .
23. ↑ 1 2 William Joseph Hussey: Trial Elements of the Orbit of δ Equulei, OΣ 535 . În: Publicațiile Societății Astronomice din Pacific . bd. 12, august. 76, 1900, p. 215–218. , doi:10.1086/121393 . Es gibt zwar ältere, jedoch falsche Periodenbestimmungen (Wroublewsky, 1887: 11,48 Jahre; Vezi, 1895–1896: 11,45 Jahre).
24. ↑ Willem Jacob Luyten : Noi orbite pentru patru stele binare . În: Publicațiile Societății Astronomice din Pacific . bd. 46, august. 272, 1934, S. 199. . doi:10.1086/124454 .
25. ↑ (engleză) UCAC2 35491293 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , . Preluat la 27 august 2019.   
26. ↑ Stele pe o rază de 20 de ani lumină de Delta Equulei:  (ing.) . Internet Stellar Database .

Link -uri

•  Poza Deltei Cailor Mici