Vulturul Omicron

Omicron Aquilae (ο Vultur, Omicron Aquilae, ο Aquilae , prescurtat Omi Aql, ο Aql ) este o stea dublă din constelația ecuatorială Aquila , la aproape un grad și jumătate la nord de Altair , ceea ce o face destul de ușor de găsit [19] . Vulturul Omicron are o magnitudine aparentă de +5,11 m [2] și, conform scalei Bortl , este vizibil cu ochiul liber chiar și pe cerul strălucitor suburban . 

Din măsurătorile paralaxei obținute în timpul misiunii Hipparcos [1] , se știe că steaua se află la aproximativ 62,6 ly  distanță . ani ( 19,2  buc ) 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 polare din Antarctica . Cel mai bun moment pentru observare este iulie [20] .

Omicron Eagle practic nu se mișcă în raport cu Soare : viteza sa heliocentrică radială este aproape egală cu −0,2  km/s [3] , care este de 50 de ori mai mică decât viteza stelelor locale de pe discul galactic și înseamnă, de asemenea, că stea se apropie de Soare. Pe cer, steaua se deplasează spre sud-est [21] .

Omicron Aquilae ( latinizat Omicron Aquilae  ) este desemnarea lui Bayer pentru stea în 1603 [21] . 54 Orla ( lat. 54 Aquilae ) este denumirea lui Flamsteed [21] .  

Denumirile componentelor rămase ca Omicron Eagle A, B, C, D și E provin din convenția utilizată de Washington Visual Double Star Catalog (WDS) pentru sistemele stelare și adoptată de Uniunea Astronomică Internațională (IAU) [22] .

Proprietățile unei stele duble

Omicron Orla este o pereche largă de stele: se poate observa printr-un telescop că acestea sunt două stele, a căror luminozitate este de + 5,11 m și + 13,70 m [11] . Ambele stele sunt separate una de cealaltă printr-o distanță unghiulară de 0,215  ” [11] , care corespunde semiaxei majore a orbitei dintre însoțitorii de cel puțin 375  UA [19] și o perioadă orbitală de cel puțin 6000  de ani ( spre comparație, raza orbitei Pluto este de 39,5  UA și are o perioadă orbitală de 247,9 ani , ceea ce înseamnă că Omicron Aquila  B este de 9 ori mai departe, sau chiar de 10 ori mai departe. Din păcate, cei mai buni parametri ai orbitei nu sunt cunoscuți.

Dacă ne uităm de la Omicron Eagle A la Omicron Eagle B, vom vedea o stea roșie care strălucește cu o luminozitate de 5 Venus [19] . Pe de altă parte, dacă ne uităm de la Omicron Eagle B la Omicron Eagle A, vom vedea o stea alb-gălbuie care strălucește cu o strălucire de 10 luni [19] într-o lună plină . Mai mult , dimensiunea unghiulară a stelei va fi - 0,002 ° [c] , adică de 250 de ori mai mică decât Soarele nostru.

Vârsta sistemului Omicron Orla este de aproximativ 3,3  miliarde [3] , adică steaua mai are aproximativ două miliarde de ani până să renunțe la fuziunea nucleară și să se transforme mai întâi într-o subgigantă , iar apoi să devină o gigantă roșie .

Omicron Orla în anii 1979-80 a erupt în două superflare , în care a crescut în luminozitate cu 0,07 magnitudine și care a durat cel puțin cinci zile. A doua superflare a avut loc în 1980, când steaua a crescut în luminozitate cu 0,09 magnitudine și a durat cel puțin cincisprezece zile. Energia eliberată în timpul celei de-a doua erupții este estimată la 9 × 10 37 erg [23] . Astfel, Omicronul Vulturului se comportă ca un 5 Serpent sau Groombridge 1830 .

Proprietățile componentei A

Omicron Orla A este un pitic de tip spectral F8V [5] , ceea ce indică faptul că hidrogenul din miezul stelei servește drept „combustibil” nuclear, adică steaua se află pe secvența principală . O stea este aproape ca Soarele , deși cu unele excepții notabile care sunt foarte importante. Steaua radiază energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 6090  K [8] , ceea ce îi conferă culoarea galben-alb caracteristică a unei stele de tip spectral F .

Masa unei stele este tipică pentru o pitică și este de 1,252  [7] . Datorită distanței mici până la stea, raza acesteia poate fi măsurată direct, iar prima astfel de încercare a fost făcută în 1967 . Raza sa absolută a fost estimată la 1,1  [24] , ceea ce, după cum știm astăzi, era de o ori și jumătate mai mică decât diametrul adevărat, care este 1,52  [7] . Luminozitatea unei stele nu este măsurată direct, dar cunoscând raza și temperatura acesteia, se poate determina folosind legea Stefan-Boltzmann că luminozitatea sa este 2,84  . 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 1,69 UA  . e. , adică aproximativ până la punctul care este puțin mai departe decât Marte , distanța până la care este de 1,52  a. e. Mai mult, de la o astfel de distanță, Omicron Eagle A ar părea cu 4% mai mic decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ - 0,48 ° [c] ( diametrul unghiular al Soarelui nostru  este de 0,5 °).

Steaua are o gravitație la suprafață de 4,07  CGS [8] sau 117 m/s 2 , adică aproape de trei ori mai puțin decât pe Soare ( 274,0 m/s 2 ), ceea ce, aparent, poate fi explicat prin suprafața mare a steaua, cu masa mica. Stelele purtătoare de planete tind să aibă o metalitate mai mare decât Soarele, iar Omicron Eagle A are o valoare a metalicității cu aproape un sfert mai mare decât cea a Soarelui : conținutul său de fier în raport cu hidrogenul este de 117% [8] , sugerând că steaua a venit. din alte regiuni ale Galaxiei , unde sunt disponibile mai multe metale, și s-au născut într-un nor molecular din cauza unei populații stelare mai dense și a mai multor supernove . Stelele bogate în metale sunt un teren propice pentru planete, dar Omicron Eagle A nici măcar nu pare să aibă un disc rezidual care ar fi cel puțin dovada unui sistem planetar. Viteza de rotație a lui Omicron Eagle A este aproape solară și egală cu 3  km/s [4] , ceea ce conferă stelei o perioadă de rotație aproape solară de 26,3 zile.

Proprietățile componentei B

Omicron Orla B este o pitică roșie de tip spectral M3V [5] cu o masă a stelei de 0,33  [12] . Datorită distanței mici până la stea, raza acesteia poate fi măsurată direct, iar prima astfel de încercare a fost făcută în 1967 . Raza sa absolută a fost estimată la 0,38  [25] , ceea ce este în acord foarte bun cu raza caracteristică piticelor roșii de tip spectral M3V . Pe baza teoriei evoluției stelare , luminozitatea sa ar trebui să fie egală cu 0,015  . 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 0,12  UA. , adică de aproximativ trei ori mai aproape decât melancolia în care se află Mercur în sistemul solar , a cărui rază orbitală este de 0,39  UA. . Mai mult, de la o astfel de distanță, Omicron Eagle B ar părea de peste 3 ori mai mare decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ - 1,69 ° ( diametrul unghiular al Soarelui nostru  este de 0,5 °) [c] .

Istoria studiului multiplicității stelelor

În 1910, R. Jonkyr a descoperit că Omicron Orla este o stea triplă , adică a descoperit componentele AB și AC și stelele au fost incluse în cataloage ca J 124 [d] . Apoi, în 1982 , odată cu dezvoltarea construcției telescopului, componentele AD și AE au fost descoperite pentru stea, iar stelele au intrat în cataloage ca POP 1228 [e] . Conform Washington Catalog of Visual Binaries , parametrii acestor componente sunt prezentați în tabelul [11] [26] :

Rezumând toate informațiile despre stea, putem spune că steaua Omicron Aquila are un însoțitor (componenta AC), o stea de magnitudinea a 14-a, situată la o distanță unghiulară foarte mică , pe care s-a schimbat, deplasându-se pe o orbită eliptică , peste ultimii aproape 115 ani și este cu siguranță un adevărat partener. Acum, fiind la o distanță unghiulară de 21,5  secunde de arc față de componenta „A”, și-a schimbat distanța cu doar 1,1  secunde de arc în ultimul secol, deși perechea AC s-a deplasat în raport cu mediul său cu aproape jumătate de minut de arc, adică , de aproximativ 30 de ori mai mare decât viteza perechii de stele din jur.

În apropiere se află o stea de magnitudinea a 14-a (componenta AB), situată la o distanță unghiulară de 21,5  secunde de arc , pentru care este cunoscut numărul de catalog - UCAC3 201-264594 [27] și, judecând după paralaxa ei, este situată la o distanta de peste 17.000  sv. ani . Despre componentele AD n AE, puține lucruri se pot spune cu certitudine, deoarece a fost descoperită destul de recent, dar cel mai probabil nu sunt incluse în sistemul Omicron Eagle.

Mediul imediat al vedetei

Următoarele sisteme stelare se află la o distanță de 20 de ani lumină [28] față de stea Omicron Aquila (sunt incluse doar stea cea mai apropiată, cea mai strălucitoare (<6,5 m ) și stelele 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. ↑ Mărimea stelară absolută se calculează cu formula: , unde este magnitudinea stelară aparentă, este distanța până la obiect în pc , 10 pc
3. ↑ 1 2 3 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. ↑ J - link către catalogul lui Jonkyr, 124 - numărul de intrare în catalogul său
5. ↑ POP - link către catalogul descoperitorilor, 1228 - numărul intrării din catalogul lor

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( noiembrie 2007 ), Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6363:570   
2. ↑ 1 2 Nicolet, B. ( 1978 ) , Catalog fotometric fotoelectric al măsurătorilor omogene în sistemul UBV, Astronomy and Astrophysics Supplement Series vol . 34: 1–49   
3. ↑ 1 2 3 4 5 Holmberg , J.; Nordström, B. & Andersen, J. ( iulie 2009 ), Studiul Geneva-Copenhaga al cartierului solar. III. Distanțe, vârste și cinematică îmbunătățite , Astronomie și Astrofizică vol. 501 (3): 941–947 , DOI 10.1051/0004-6361/200811191   
4. ↑ 1 2 3 Takeda, Yoichi ; Sato, Bun'ei; Kambe, Eiji & Masuda, Seiji ( februarie 2005 ), Colecția de spectre de mare dispersie de stele F-K din apropiere la Observatorul Astrofizic Okayama: O bază pentru standardele de abundență spectroscopică , Publicațiile Societății Astronomice din Japonia Vol . 57 (1): 13–25 , DOI 10.1093/pasj/57.1.13   
5. ↑ 1 2 3 4 Raghavan, Deepak ; McAlister, Harold A.; Henry, Todd J. & Latham, David W. ( septembrie 2010 ), A Survey of Stellar Families: Multiplicity of Solar-type Stars , The Astrophysical Journal Supplement vol . 190 (1): 1–42 , DOI 10.1088/0067-0049 /190/1/1   
6. ↑ Omicron Aquilae  . Internet Stellar Database .
7. ↑ 1 2 3 4 Takeda , Genya; Ford, Eric B.; Sills, Alison & Rasio, Frederic A. ( februarie 2007 ), Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Proprietăți fizice ale ~1000 de stele reci din catalogul SPOCS , seria de suplimente a jurnalului astrofizic Vol. 168(2): 297–318 , DOI 10.1086/509763   
8. ↑ 1 2 3 4 5 Frasca , A.; Covino, E.; Spezzi, L. & Alcalá, JM ( decembrie 2009 ), monitorizarea REM aproape IR și fotometrică optică a stelelor din prima secvență principală din Orion. Perioadele de rotație și parametrii spotului stelelor , Astronomie și Astrofizică V. 508 (3): 1313–1330 , DOI 10.1051/0004-6361/200913327   
9. ↑ *omi Aql -- High proper-motion Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=omi+Aql > . Extras 21 noiembrie 2019. Arhivat 2 octombrie 2020 la Wayback Machine   
10. ↑ 1 2 3 GJ 768.1 B -- Steaua cu mișcare proprie înaltă , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%402723796&Name= GJ%20% 20%20768.1%20B&submit=submit > . Preluat la 17 noiembrie 2019.   
11. ↑ 1 2 3 4 STFB 8: Înregistrarea catalogului Washington Double Star Catalog  . Consultat la 24 noiembrie 2019. Arhivat din original la 30 martie 2016.
12. ↑ 1 2 Bonavita , M. & Desidera, S. ( iunie 2007 ), The frequency of planets in multiple systems , Astronomy and Astrophysics vol. 468 (2): 721–729 , DOI 10.1051/0004-6361: 2006671   
13. ^ Gray R. O., Napier M. G., Winkler L. I. The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Tipuri spectrale precise pentru 372 de stele  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2001. - Vol. 121, Iss. 4. - P. 2148-2158. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/319956
14. ↑ Frasca A. , Covino E. , Spezzi L., Alcalá J. M., Marilli E., Fűrész G., Gandolfi D. REM near-IR and optical photometric monitoring of pre-main sequence stars in  Orion Astron// Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2009. - Vol. 508, Iss. 3. - P. 1313-1330. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/200913327
15. ↑ Clasificări Harlan EA Mk pentru stele de tip F și G. I  (engleză) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 1969. - Vol. 74. - P. 916. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/110881
16. ↑ Baliunas S., Sokoloff D. , Soon W. Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: An Empirical Time-Dependent Magnetic Bode's Relation?  (engleză) // Astrophys. J. / E. Vishniac - Editura IOP , 1996. - Vol. 457, Iss. 2. - P. 99–102. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/309891
17. ↑ 1 2 Aguilera-Gómez C., Ramírez I., Chanamé J. Lithium abundance patterns of late-F stars: an in-depth analysis of the lithium desert  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2018. - Vol. 614.—P. 55–55. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201732209 - arXiv:1803.05922
18. ↑ Luck R. E. Abundențe în regiunea locală. II. Pitici și subgiganți F, G și K  (engleză) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 153, Iss. 1. - P. 21–21. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 - arXiv:1611.02897
19. ↑ 1 2 3 4 OMI AQL (Omicron Aquilae  ) . Jim Kaller, Stele . Preluat la 24 noiembrie 2019. Arhivat din original la 19 septembrie 2020.
20. ↑ H.R. 7560 . Catalogul Stelelor Luminoase . Consultat la 24 noiembrie 2019. Arhivat din original la 23 noiembrie 2019. (Rusă)
21. ↑ 1 2 3 Omicron Aquilae (54 Aquilae) Star  Facts . Ghidul Universului . Arhivat din original pe 28 martie 2019.
22. ↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. (2010), Despre convenția de numire utilizată pentru sisteme stelare multiple și planete extrasolare, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
23. ↑ Schaefer , Bradley E.; King, Jeremy R. & Deliyannis, Constantine P. ( februarie 2000 ), Superflares on Ordinary Solar-Type Stars , The Astrophysical Journal vol . 529 (2): 1026–1030 , DOI 10.1086/308325   
24. ↑ Intrare catalog CADARS: recno=  9105 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
25. ↑ Intrare catalog CADARS: recno=  9104 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
26. ↑ o Aquilae  . Catalog Alcyone Bright Star . Consultat la 24 noiembrie 2019. Arhivat din original la 15 ianuarie 2013.
27. ↑ UCAC3 201-264594 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%402723795&Name=UCAC3%20201-264594 > & submit= Preluat la 17 noiembrie 2019.   
28. ↑ Stele în termen de 20 de ani lumină de Omicron Aquilae:  (engleză) . Internet Stellar Database .

Link -uri

•  Poza cu Omicron Eagle