Xi Ophiuchus

Xi Ophiuchi; ξ Ophiuchi ( Xi Ophiuchi, ξ Ophiuchi , prescurtat Xi Oph, ξ Oph ) este un sistem stelar multiplu din constelația ecuatorială Ophiuchus . Steaua are o magnitudine aparentă de +4,39 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 56,6 ly  distanță . ani ( 17,36  buc ) de la Pământ . Steaua este observată la sud de 69 ° N. SH. , adică este vizibil pe aproape întregul teritoriu al Pământului locuit , cu excepția regiunilor polare nordice. Cel mai bun moment pentru observare este iunie [19] .

Xi Ophiuchi se mișcă foarte repede, de-a lungul stelelor de fundal îndepărtate cu o viteză de 0,3  " pe an [13] , cu toate acestea, acesta este rezultatul apropierii stelei, nu al vitezei. Steaua în sine se mișcă cu aproximativ aceeași viteză în raport cu Soarele . ca și restul stelelor: viteza sa heliocentrică radială: −9  km/s [19] , care este aproape egală cu viteza stelelor locale de pe discul galactic și înseamnă, de asemenea, că steaua se apropie de Soare.

Numele stelei

Xi Ophiuchus - ( latinizat Xi Ophiuchi ) este desemnarea lui Bayer pentru  stea în 1603 [5] .

Steaua are și o desemnare dată de Flamsteed  - 40 Ophiuchus ( lat.  40 Ophiuchi ). Denumirile celor două componente ca Xi Ophiuchus A și B provin din convenția utilizată de Washington Visual Double Star Catalog (WDS) pentru sistemele stelare și adoptată de Uniunea Astronomică Internațională (IAU). Steaua are și o desemnare dată de Gould  - 124G Ophiuchus ( lat.  124G Ophiuchi ) [5] .

Proprietățile unui sistem multiplu

Xi Ophiuchus are două componente principale: prima componentă - A este o stea cu o magnitudine aparentă de +4,41 m [6] și tip spectral F [7] . A doua componentă, B, este o stea cu magnitudinea aparentă +8,9 m [6] și tip spectral K [12] . Ele orbitează unul pe altul la o distanță de cel puțin 17  UA. și cu o perioadă de cel puțin 48 de  ani , deși chiar și acești parametri sunt foarte incerti [13] . Alte surse oferă următoarele date: în 1931, stelele au fost separate unele de altele la o distanță de 47  UA. Mai mult, dacă ne-am uita din vecinătatea componentei A la componenta B, atunci am vedea un asterisc cu o magnitudine aparentă de -15,52 m , adică cu o luminozitate de aproximativ 13 luni pe lună plină . În același timp, dacă ne-am uita din vecinătatea componentei B la componenta A, atunci am vedea un asterisc cu o magnitudine aparentă de −20,01 m , adică cu o luminozitate de aproximativ 475 de ori mai slabă decât Soarele nostru. În 1959, stelele erau la o distanță de 64,4  UA . Mai mult, dacă ne-am uita din vecinătatea componentei A la componenta B, atunci am vedea un asterisc cu o magnitudine aparentă de −14,83 m , adică cu o luminozitate de aproximativ 5 luni pe lună plină . În același timp, dacă ne-am uita din vecinătatea componentei B la componenta A, atunci am vedea un asterisc cu o magnitudine aparentă de −19,32 m , adică cu o luminozitate de aproximativ 679 de ori mai slabă decât Soarele nostru [6] ] .

Vârsta sistemului Xi Ophiuchus este de aproximativ 1,19  miliarde de ani [5] .

Componenta A

Xi Ophiuchus A este un pitic , de tip spectral F2V [7] , ceea ce indică faptul că hidrogenul din miezul stelei servește drept „combustibil” nuclear, adică steaua se află în secvența principală . Steaua radiază energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 6848  K [10] , ceea ce îi conferă culoarea galben-alb caracteristică a unei stele de tip F și o face o sursă de radiații ultraviolete [b] . Cu toate acestea, steaua a fost inițial clasificată ca gigant / subgigant F1 , dar apoi a fost reclasificată ca pitică, deși există probleme, deoarece temperatura bine definită este ridicată și se potrivește mai bine cu clasa F1 .

Masa unei stele este tipică pentru o pitică și este: 1,37  [9] . Raza sa este cu peste 40% mai mare decât raza Soarelui și este de 1,4  [9] . De asemenea, steaua este de 4 ori mai strălucitoare decât Soarele nostru , luminozitatea sa este de 4,43  [2] . Pentru ca o planetă similară Pământului nostru să primească aproximativ aceeași cantitate de energie pe care o primește de la Soare, ar trebui să fie plasată la o distanță de 2,13  UA. , care este aproximativ locul unde se află Centura de asteroizi în Sistemul Solar . Mai mult, de la o astfel de distanță, Xi Ophiuchus A ar părea cu aproape 50% mai mic decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ - 0,28 ° [c] [6] ( diametrul unghiular al Soarelui nostru  este de 0,5 °).

Steaua are o gravitație la suprafață de 4,37  CGS [10] sau 234,4 m/s 2 , adică ceva mai puțin decât pe Soare ( 274,0 m/s 2 ). Stelele purtătoare de planete tind să aibă o metalicitate mai mare decât Soarele, dar Xi Ophiuchus A are o a treia valoare mai mică a metalicității : conținutul său de fier în raport cu hidrogenul este de 68% [2] din cel solar.

Estimările vitezei de rotație variază brusc, variind de la 0 la 20  km/s , ceea ce oferă o perioadă de rotație mai mică de patru zile și indică, de asemenea, că este probabil să vedem steaua mai mult sau mai puțin de la pol [13] .

Componenta B

Xi Ophiuchus B este o stea de tip spectral K3 [12] . Masa stelei este destul de normală pentru o pitică portocalie , care este cel mai probabil: 0,6  [13] . Raza sa este cu 30% mai mică decât raza Soarelui și este de 0,7  [6] . De asemenea, steaua este mult mai slabă decât Soarele nostru , luminozitatea sa este de 0,073  [6] . Pentru ca o planetă similară Pământului nostru să primească aproximativ aceeași cantitate de energie pe care o primește de la Soare, ar trebui să fie plasată la o distanță de 0,27  UA. , adică mai aproape de locul unde se află Mercur în sistemul solar , a cărui semi- axă majoră este 0,387  UA. . Mai mult decât atât, de la o astfel de distanță, Xi Ophiuchi B ar părea cu aproape 40% mai mare decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ - 1,38 ° [6]

Istoria studiului multiplicității stelelor

H. Donner, care a urmărit stelele din 1932 până în 1966 , este considerat a fi descoperitorul mișcării reciproce a stelelor în sistemul Xi Ophiuchi . A fost nevoie de mai mult de 30 de ani pentru a detecta mișcarea reciprocă. Steaua însăși a fost inclusă în cataloage sub numele DON 832. Conform catalogului Washington de stele duble vizuale , parametrii acestor componente sunt dați în tabelul [20] [21] :

Acea. până în 2015, această distanță a crescut la 4,1  " , componenta "A" însăși deplasându-se cu aproximativ 19  " [13] . Rezumând toate informațiile despre stea, putem spune că steaua are un satelit - Xi Ophiuchi B și că stelele se mișcă împreună în spațiu, adică stelele nu sunt doar pe linia vizuală, ci sunt conectate gravitațional la fiecare. alte. Din păcate, nicio orbită nu a fost încă calculată cu precizie, ceea ce nu permite verificarea maselor stelare.

Recent, au apărut informații despre a treia componentă - Xi Ophiuchi C, care are o magnitudine aparentă de 13,7 m și este îndepărtată de componenta principală cu o valoare de - 10,8  " [21] , dar această informație nu a fost încă confirmată independent. De asemenea, steaua nu are nici paralaxă , nici mișcare adecvată cunoscută .

Mediul imediat al vedetei

Următoarele sisteme stelare se află la o distanță de 20 de ani lumină [22] față de steaua Xi Ophiuchus (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 10 pitici roșii , portocalii și galbene din clasa spectrală G, K și M, precum și 1 pitică albă care nu a fost inclusă în listă.

Note

1. ↑ Distanța calculată din valoarea paralaxei dată
2. ↑ Din legea deplasării lui Wien , energia de radiație a unui corp absolut negru este maximă la o temperatură dată la o lungime de undă λ b \u003d (2,898⋅10 6 nm•K) / (6813 K) ≈425,36 nm , care se află în apropiere partea ultravioletă a spectrului electromagnetic
3. ↑ Diametrul unghiular (δ) se calculează folosind formula: , unde D S este diametrul stelei, exprimat în AU. ; d CZ este distanța până la zona locuibilă

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Van Leeuwen, F. Validarea noii reduceri Hipparcos  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2007. - Vol. 474 , nr. 2 . — P. 653 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . - . - arXiv : 0708.1752 . Intrare din catalogul Vizir Arhivată 25 martie 2016 la Wayback Machine
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Anderson, E.; Francisc, cap. XHIP: O compilație extinsă hipparcos  (engleză)  // Astronomy Letters  : jurnal. - 2012. - Vol. 38 , nr. 5 . — P. 331 . - doi : 10.1134/S1063773712050015 . - Cod biblic . - arXiv : 1108.4971 . Intrare din catalogul Vizir Arhivată 5 noiembrie 2020 la Wayback Machine
3. ↑ 1 2 3 4 Gaia Data Release 2  (engleză) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
4. ↑ 12 A .; Mallama. Sloan Magnitudes for the Brightest Stars  // Asociația Americană a Observatorilor Stelelor Variabile  : jurnal  . - 2014. - Vol. 42 . - P. 443 . — Cod . Intrare din catalogul Vizir Arhivată 5 noiembrie 2020 la Wayback Machine
5. ↑ 1 2 3 4 Xi Ophiuchi (40 Ophiuchi)  (engleză)  (link indisponibil) . Ghidul Universului . Arhivat din original pe 14 octombrie 2017.
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Xi Ophiuchi  . Internet Stellar Database .
7. ↑ 1 2 3 4 5 *ksi Oph -- High proper-motion Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Xi +Ophiuchi > . Preluat la 27 ianuarie 2019.   
8. ↑ Gray, R.O.; Corbally, CJ; Garrison, RF; McFadden, M.T.; Bubar, EJ; McGahee, CE; O'Donoghue, A.A.; Knox, ER Contribuții la proiectul Nearby Stars (NStars): Spectroscopy of Stars Before M0 within 40 pc--The Southern Sample  //  The Astronomical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2006. - Vol. 132 . — P. 161 . - doi : 10.1086/504637 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0603770 .
9. ↑ 1 2 3 4 C.; Allende Prieto; Lambert, DL Parametrii fundamentali ai stelelor din apropiere din comparația cu calculele evolutive: Mase, raze și temperaturi efective  // ​​Astronomie și Astrofizică  : jurnal  . - 1999. - Vol. 352 . - P. 555 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/9911002 . Intrare din catalogul Vizir Arhivată 2 decembrie 2016 la Wayback Machine
10. ↑ 1 2 3 David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibred, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2015. - Vol. 804 , nr. 2 . — P. 146 . - doi : 10.1088/0004-637X/804/2/146 . - Cod biblic . - arXiv : 1501.03154 . Intrare din catalogul Vizir Arhivată 5 noiembrie 2020 la Wayback Machine
11. ↑ De Medeiros, JR; Alves, S.; Udry, S.; Andersen, J.; Nordström, B.; Mayor, M. A catalog of rotational and radial speeds for evolved stars  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2014. - Vol. 561 . — P. A126 . - doi : 10.1051/0004-6361/201220762 . - . - arXiv : 1312.3474 . Intrare din catalogul Vizir Arhivată 2 decembrie 2016 la Wayback Machine
12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 *ksi Oph B -- High proper-motion Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id? Ident=%402531403&Name =*%20ksi%20Oph%20B > . Preluat la 27 ianuarie 2019.   
13. ↑ 1 2 3 4 5 6 XI OPH (Xi Ophiuchi  ) . Jim Kaller, Stele . Preluat la 6 iunie 2019. Arhivat din original la 24 aprilie 2019.
14. ↑ Eggen O. J. Vectori de viteză spațială pentru 3483 de stele cu mișcare adecvată și viteză radială  // Royal Observatory Bulletin - 1962. - Vol . 51. - P. 79.
15. ↑ De Vaucouleurs A. Tipuri spectrale și luminozități ale stelelor sudice B, A și F  // Lun . Nu. R. Astron. soc. / D. Floare - OUP , 1957. - Vol. 117. - P. 449-462. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/117.4.449
16. ↑ Gray R. O., Corbally C. J., Garrison R. F., McFadden M. T., Bubar E. J., McGahee C. E., O'Donoghue A. A., Knox E. R. Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars within The Earlier than M.40 pc-0  (engleză) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2006. - Vol. 132, Iss. 1. - P. 161-170. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/504637 - arXiv:astro-ph/0603770
17. ↑ 1 2 Luck RE Abundențe în regiunea locală. III. Piticii sudici F, G și K  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2018. - Vol. 155.—P. 111–111. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/AAA9B5
18. ↑ Eiff M. A., Reiners A. Noi măsurători ale rotației și rotației diferențiale în stelele AF: există două populații de stele cu rotație diferențială?  (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2012. - Vol. 542.-P. A116. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201118724 - arXiv:1204.2459
19. ↑ 12 H.R. 6445 . Catalogul Stelelor Luminoase . Preluat la 6 iunie 2019. Arhivat din original la 27 octombrie 2018. (Rusă)
20. ↑ x Ophiuchi  (engleză)  (link indisponibil) . Catalog Alcyone Bright Star . Preluat la 6 iunie 2019. Arhivat din original la 11 noiembrie 2010.
21. ↑ 1 2 Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog  (engleză)  // The Astronomical Journal  : journal. - Editura IOP , 2001. - Vol. 122 , nr. 6 . - P. 3466 . - doi : 10.1086/323920 . - Cod biblic . Intrare din catalogul Vizir Arhivată 5 noiembrie 2020 la Wayback Machine
22. ↑ Stele în termen de 20 de ani lumină de Xi Ophiuchi:  (engleză) . Internet Stellar Database .

Link -uri