11 Girafă

11 Girafa, 11 Camelopardalis , pres. 11 Cam  este o singură stea [9] în constelația circumpolară Girafa . Steaua are o magnitudine aparentă de +5,22 m [2] și, conform scalei Bortle , este vizibilă cu ochiul liber chiar și pe un cer suburban strălucitor . 

Din măsurătorile paralaxei efectuate în timpul misiunii Gaia , se știe că steaua se află la aproximativ 710  de distanță . ani ( 217  buc ) de la Pământ [1] . Steaua este observată la nord de 32°S. SH. [10] , adică este vizibil aproape pe tot Pământul locuit , cu excepția regiunilor polare din Antarctica , precum și a regiunilor sudice ale Chile , Argentina , Africa și Australia . Cel mai bun moment de observare este decembrie [10] .

Însăși mișcarea lui 11 girafe arată că steaua se mișcă în același mod ca și restul stelelor în raport cu Soarele : viteza sa heliocentrică radială este -11  km/s [10] , care este cu 10% mai mare decât viteza lui. stelele locale ale discului galactic și înseamnă, de asemenea, că se apropie de soare. Steaua însăși se deplasează prin sfera cerească spre sud-vest [11] .

Star Properties

11 Girafa este o pitică de tip spectral B3Ve [4] , ceea ce indică faptul că hidrogenul din miezul stelei servește drept „combustibil” nuclear, adică steaua se află pe secvența principală , spectrul stelei arată cel puțin o linie de emisie. de radiatii. Acest spectru indică, de asemenea, că steaua este o stea Be [4] , adică se observă linii de emisie de hidrogen în spectrul stelei , precum și modificări rapide ale profilurilor liniilor de hidrogen [12] .

Steaua radiază energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 17.240 K [7] , ceea ce îi conferă culoarea caracteristică albastru-alb a unei stele de tip B și o face o sursă de radiații ultraviolete [b] . Masa stelei este de 6,0 ± 1,2  [7] . Raza unei pitici de tip spectral B3V ar trebui să fie egală cu 4,8  [13] și, într-adevăr, în 1969 s-a încercat măsurarea directă a diametrului unei stele. Apoi s-a dovedit că diametrul său unghiular este de 0,15 mas , iar diametrul fizic al stelei este de 4,5  [14] . De asemenea, cunoscând temperatura și luminozitatea stelei, care este 1766+131
−122[7] și folosind legea Stefan-Boltzmann , se poate calcula raza stelei, care va fi egală cu 4,7  . Deși este încă prematur să vorbim despre discul acestei tinere vedete. 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 42  UA. , adică aproximativ până la locul în carese află Pluto în sistemul solar . Mai mult, de la o astfel de distanță, 11 Girafa ar părea cu un ordin de mărime mai mic decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ - 0,05 ° ( diametrul unghiular al Soarelui nostru este de 0,5 °) [c] .

11 Girafa are o gravitație la suprafață de 4,00 ± 0,35  CGS [7] sau 100 m/s 2 , adică de aproape 3 ori mai mică decât pe Soare ( 274,0 m/s 2 ), ceea ce se explică printr-o masă mică la un raza mare. Steaua 11 Girafa este foarte tânără - vârsta sa este estimată la doar 25 ± 3  milioane de ani [8] . Steaua se rotește cu o viteză de 95 ± 6 [7] , ceea ce îi conferă stelei o perioadă de rotație de aproximativ 2,5 zile, dar, de fapt, vedem steaua aproape de la pol și, prin urmare, steaua se rotește mult mai repede. Rotația rapidă a 11 girafe o face o stea Be : aceste stele au un disc circumstelar care emite radiații create de pierderea de masă din regiunile ecuatoriale ale stelei. Steaua în sine este similară cu Alpha Arais .

11 Giraffa prezintă variabilitate: în timpul observațiilor, luminozitatea stelei se modifică cu câteva zecimi de magnitudine de la 5,10 la 5,22, dar fără nicio periodicitate [6] . Variabilitatea are multe motive: pete mari de pe suprafața stelei, neregularitatea discului eliptic, separarea masei de suprafața stelei în regiunea ecuatorială, care este formată de câmpul magnetic puternic al stelei și alte evenimente caracteristice unei stele nou formate, fierbinți și care se rotesc rapid. Steaua are o denumire caracteristică stelelor variabile BV Giraffe, BV Camelopardalis , prescurtat. B.V Cam . Samus și colab. ( 2017 ) clasifică steaua ca o stea variabilă Be, mai degrabă decât o variabilă de tip Gamma Cassiopeia [5] .

Istoria studiului multiplicității stelelor

Dualitatea stelei a fost descoperită în 1836 de V. Ya. Struve (componenta AB, cu componenta A fiind 11 Girafe, iar componenta B fiind 12 Girafe [15] ) iar steaua a fost inclusă în cataloage ca STF 13 [d] . În 1879, a fost descoperită trinitatea stelei (componenta BC, componenta C - TYC 3746-1395-1 [16] ). În 1908 a fost descoperită cvadruplicitatea stelei (componenta CD, componenta D - CCDM J05062+5900D [17] ). Conform Washington Catalog of Visual Binaries , parametrii acestor componente sunt dați în tabelul [18] [19] :

Rezumând toate informațiile despre stea, putem spune că steaua 11 Girafa încă nu are un singur satelit. Componenta AB, care astăzi se numește 12 Girafa , deși are o paralaxă similară cu 11 Girafa , dar totuși distanța dintre ele face să se îndoiască de legătura gravitațională dintre ele. Componenta BC, adică stelele de magnitudinea a 6-a și a 10-a, situate la o distanță unghiulară de 173,4 secunde de arc , care astăzi se numește 12 Girafe și TYC 3746-1395-1 [16] au valori de paralaxă foarte diferite , ceea ce, de asemenea, nu implică o legătura gravitațională dintre ele. Dar componenta CD este cel mai probabil o stea dublă , dar nu este inclusă în sistemul 11 ​​Giraffe.

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) / (17 240 K) ≈170 nm , care se află în partea ultravioletă cu unde scurte a spectrului electromagnetic
3. ↑ Diametrul unghiular (δ) se calculează folosind formula: , unde R S este raza stelei, exprimată în a.u. ; d S este distanța până la stea
4. ↑ STF - link către catalogul lui Struve, 13 - numărul de intrare în catalogul său

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Brown, AGA ; et al. ( august 2018 ), Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties , Astronomy & Astrophysics T. 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2 record for this source at VizieR   
2. ↑ 1 2 3 4 Anderson , E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters vol . 38(5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015   
3. ↑ 1 2 3 *11 Cam -- Be Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=11+Cam > . Preluat la 27 septembrie 2019.   
4. ↑ 1 2 3 Slettebak, A. ( 1982 ) , Spectral types and rotational speedes of the brighter Be stars and AF type shell stars , Astrophysical Journal Supplement Series Vol. 50:55 , DOI 10.1086/190820   
5. ↑ 1 2 Samus, NN ; Kazarovets, EV; Durlevich, OV & Kireeva, NN ( 2017 ), General Catalog of Variable Stars , Astronomy Reports vol. 61 (1): 80–88 , doi 10.1134/s1063772917010085   
6. ↑ 1 2 BV  Cam . GAISH . Moscova : OKPZ . Preluat: 9 septembrie 2019.
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Zorec , J.; Fremat, Y.; Domiciano de Souza, A. & Royer, F. ( noiembrie 2016 ), Studiu critic al distribuției vitezelor de rotație ale stelelor Be. I. Metode de deconvoluție, efecte datorate întunecării gravitaționale, macroturbulențe și binaritate, Astronomy & Astrophysics V. 595: 26   
8. ↑ 1 2 Tetzlaff , N.; Neuhäuser, R. & Hohle, MM ( ianuarie 2011 ), A catalog of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol . 410 (1): 190–200 , DOI 10.1111/j. 1365-2966.2010.17434.x   
9. ↑ Eggleton, PP & Tokovinin, AA ( septembrie 2008 ), A catalog of multiplicity between bright stellar systems , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol. 389 (2): 869–879 , DOI 10.1111/j.1365 -2966.135068.13506 .X   
10. ↑ 123 H.R. 1622. _ _ Catalogul Stelelor Luminoase . (Rusă)
11. ↑ BV Camelopardalis (11 Camelopardalis) Star  Facts . Ghidul Universului .
12. ↑ Ballereau , D.; Alvarez, M.; Chauville, J. & Michel, R. ( mai 1987 ), Hα echelle spectroscopy of Be stars: an atlas., Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica vol . 15 (1): 29–52   
13. ↑ Silaj , J.; Jones, C.E.; Sigut, TAA & Tycner, C. ( noiembrie 2014 ), The Hα Profiles of Be Shell Stars , The Astrophysical Journal vol . 795 (1): 12, 82 , DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82   
14. ↑ recuno=  2202 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
15. ↑ *12 Cam -- Variabilă de tip RS CVn , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=12+Cam > . Preluat la 27 septembrie 2019.   
16. ↑ 1 2 TYC 3746-1395-1 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J05061%2B5858C&submit =submit+id > . Preluat la 27 septembrie 2019.   
17. ↑ CCDM J05062 +5900D -- Steaua în sistem dublu , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40294896&Name=CCDM%20J05062 %2b5900D&submit=submit& > . Preluat la 27 septembrie 2019.   
18. ↑ BV Camelopardalis  (engleză)  (link nu este disponibil) . Catalog Alcyone Bright Star . Consultat la 15 octombrie 2019. Arhivat din original la 7 aprilie 2016.
19. ↑ Intrare catalog  Vizir .

Link -uri

• Imaginea 11  Girafă