31 Orla

31 Orla (31 Aquilae , prescurtat 31 Aql ) este o stea din constelația ecuatorială Vultur , la nord-vest de Altair . 31 Eagle este denumirea lui Flamsteed , deși steaua are și denumirea lui Bayer  b Eagle . Steaua are o magnitudine aparentă de +5,16 m [2] și, conform scalei Bortle , este vizibilă cu ochiul liber chiar și pe un cer suburban strălucitor .  

Din măsurătorile paralaxei obținute în timpul misiunii Hipparcos [1] , se știe că steaua se află la aproximativ 49,5 ly  distanță . ani ( 5,18  buc ) de Pământ . Steaua este observată la nord de 79 ° S , adică este vizibilă aproape pe întregul teritoriu al Pământului locuit , cu excepția regiunilor polare sudice ale Antarcticii . Cel mai bun moment pentru observare este iulie [12] .

31 Orla se mișcă mult mai repede față de Soare decât restul stelelor: viteza sa heliocentrică radială este de −100  km/s [12] , care este de 10 ori mai rapidă decât viteza stelelor locale ale discului galactic și, de asemenea, înseamnă că steaua se apropie de Soare. De asemenea, sugerează că steaua este un vizitator dintr-o altă parte a Galaxiei , probabil din umflătura centrală , unde există stele cu metal înalt [13] .

În acest moment, steaua este rezolvată în cinci componente prin diferite metode. La denumirea celor cinci componente, cele 31 de denumiri Eagle B, C, D, E și BC sunt utilizate conform convenției utilizate de Washington Visual Double Star Catalog (WDS) și adoptată de Uniunea Astronomică Internațională (IAU) pentru a desemna sistemele stelare. [14] .

Star Properties

31 Orla este o subgigant , de tip spectral G8IV [2] , ceea ce indică faptul că rezervele de hidrogen din miezul său se epuizează și steaua se transformă într-o gigantă . Steaua radiază energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 5510  K [2] , ceea ce îi conferă culoarea galben-alb [15] caracteristică unei stele de tip G târziu [16] .

Masa stelei este mult mai mare decât a soarelui și este de 1,16  [4] . Raza sa este de aproape o ori și jumătate mai mare decât raza Soarelui și este de 1,379  [7] . De asemenea, steaua este de două ori mai strălucitoare decât Soarele nostru , luminozitatea sa este de 1,904  [7] . 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 1,38  UA. , adică aproximativ jumătate din distanța dintre Pământ și Marte în sistemul solar . Mai mult, de la o astfel de distanță, 31 Orla ar părea cu aproape 20% mai mic decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ - 0,39 ° ( diametrul unghiular al Soarelui nostru  este de 0,5 °) [b] .

Steaua are o gravitație la suprafață de 4,18  CGS [4] sau 151,36 m/s 2 , adică mult mai puțin decât pe Soare ( 274,0 m/s 2 ), ceea ce, aparent, poate fi explicat prin suprafața mare a stelei. la o masă nu foarte mare. Stelele purtătoare de planete tind să aibă mai multă metalitate decât Soarele, iar 31 Aquila are mai mult de două ori valoarea metalicității : conținutul său de fier în raport cu hidrogenul este de 234% [8] din valoarea solară. Este, de asemenea, una dintre straniile stele bogate în metale al căror conținut de fier (în raport cu hidrogenul) este foarte mare (în acest parametru, steaua se încadrează într-un grup cu alte câteva stele, cum ar fi Xi Korma și Alpha Indus ). Alte elemente: siliciu , magneziu , sulf , carbon și oxigen sunt , de asemenea, destul de mari. Astfel, 31 Eagle este în mod clar un vizitator dintr-o altă parte a Galaxiei , deoarece metalitatea stelelor din partea noastră a Galaxiei este mai mult sau mai puțin (mai puțin) egală cu cea a Soarelui [13] .

Vârsta stelei este probabil aceeași cu cea a lui NGC 188 , adică cel mai vechi cluster stelar deschis cunoscut , care este estimat la aproximativ 5  miliarde de ani . Pentru vârsta sa, este surprinzător de bogat în alte elemente decât hidrogen sau heliu , contrar presupunerilor populare că cele mai vechi stele trebuie să fie sărace în metale.

31 Orla prezintă activitate magnetică neregulată, care, spre deosebire de ciclul solar de 11 ani , nu prezintă un comportament periodic [13] . De asemenea, în timpul observațiilor, steaua demonstrează variabilitate: în timpul observațiilor, luminozitatea stelei fluctuează cu câteva sutimi de magnitudine, variind de la 5,10 m la 5,19 m , dar și fără nicio periodicitate, nici tipul de variabilă nu este stabilit [17] .

Nu a fost găsit niciun satelit substelar în jurul anului 31 Eagle. Echipa Observatorului McDonald a stabilit limite pentru prezența uneia sau mai multor planete în jurul 31 Aquila cu mase între 0,22 și 1,9 mase Jupiter și distanțe medii între 0,05 și 5,2 unități astronomice [18] .

Istoria studiului multiplicității stelelor

Trinitatea stelei a fost descoperită în 1852 de O. V. Struve (componentele AB, AC și BC) iar steaua a intrat în circulația științifică ca STT 588 [c] . Apoi, în 1887 , la Observatorul Washburna fost descoperită a 4-a componentă a stelei (AD). Și în cele din urmă, în 2001, a fost descoperită a cincea componentă a stelei (AE). Conform Washington Catalog of Visual Binaries , parametrii acestor componente sunt prezentați în tabelul [19] [14] :

Cu toate acestea, steaua nu pare să aibă niciun satelit. S-a crezut odată că are patru însoțitori stelari slabi de magnitudinea a 8-a și a 10-a la distanțe de 104,0, 146,0, 124,7, 4,2 secunde de arc și o pereche de BC separate de 46,2 secunde de arc . Cu toate acestea, măsurătorile mișcării lor arată că se mișcă foarte repede și, cel mai probabil, sateliții vizuali nu au nicio legătură gravitațională cu 31 Eagle, adică stelele sunt pur și simplu în linia de vedere [13] . În plus, perechea BC poate fi într-adevăr o adevărată stea dublă , dar se știe puțin despre ea.

Mediul imediat al vedetei

Următoarele sisteme stelare se află la o rază de 20 de ani lumină [20] de steaua 31 Aquila (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 15 pitici roșii , portocalii și galbene din clasa spectrală G, K și M, precum și 4 pitice albe care nu au fost incluse în listă.

Note

1. ↑ Distanța calculată din valoarea paralaxei dată
2. ↑ Diametrul unghiular (δ) se calculează folosind formula: , unde R S este raza stelei, exprimată în a.u. ; d CZ este distanța până la zona locuibilă
3. ↑ STT - link către catalogul lui Struve, 588 - numărul de intrare în catalogul său

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 3 4 5 6 7 Malagnini , ML & Morossi, C. ( noiembrie 1990 ), Luminozități absolute precise, temperaturi efective, raze, mase și gravitații de suprafață pentru un eșantion selectat de stele de câmp, Suplimentul pentru astronomie și astrofizică , seria T. 85 (3): 1015–1019  
3. ↑ Wielen , R.; Schwan, H.; Dettbarn, C. & Lenhardt, H. ( 1999 ), Sixth Catalog of Fundamental Stars (FK6). Partea I. Stele fundamentale de bază cu soluții directe , Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg  
4. ↑ 1 2 3 4 5 Trevisan , M.; Barbuy, B.; Eriksson, K. & Gustafsson, B. (noiembrie 2011), Analysis of old very metal rich stars in the solar neighborhood , Astronomy&Astrophysics Vol . 535: A42 , DOI 10.1051/0004-6361/201016056 Vezi Tabelul 13.  
5. ↑ 31  Aquilae . Internet Stellar Database . Preluat: 7 iulie 2019.
6. ↑ Johnson, HL ; Iriarte, B.; Mitchell, RI & Wisniewskj, WZ ( 1966 ), UBVRIJKL fotometria stelelor strălucitoare, Communications of the Lunar and Planetary Laboratory Vol . 4 (99)  
7. ↑ 1 2 3 4 Boyajian , Tabetha S.; McAlister, Harold A.; van Belle, Gerard & Gies, Douglas R. ( februarie 2012 ), Stellar Diameters and Temperatures. I. Main-sequence A, F, and G Stars , The Astrophysical Journal vol . 746 (1): 101 , DOI 10.1088/0004-637X/746/1/101 Vezi Tabelul 10.  
8. ↑ 1 2 Soubiran , C.; Bienayme, O.; Mishenina, TV & Kovtyukh, VV ( 2008 ), Distribuția verticală a stelelor de disc galactic. IV. AMR și AVR de la clump giants , Astronomy and Astrophysics vol . 480 (1): 91–101 , DOI 10.1051/0004-6361:20078788  
9. ↑ (engleză) *b Aql , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=b+Aql > . Preluat la 6 februarie 2012.  
10. ↑ 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
11. ↑ 1 2 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
12. ↑ 12 H.R. 7373 . Catalogul Stelelor Luminoase . Preluat la 28 iulie 2019. Arhivat din original la 23 noiembrie 2019. (Rusă)
13. ↑ 1 2 3 4 31 AQL (31 Aquilae)  (engleză) . Jim Kaller, Stele . Preluat la 28 iulie 2019. Arhivat din original la 4 noiembrie 2016.
14. ↑ 1 2 Intrare catalog Vizir  . Preluat la 28 iulie 2019. Arhivat din original la 15 martie 2016.
15. ↑ 31  Aquilae . Ghidul Universului . Preluat: 7 iulie 2019.
16. ↑ The Color of Stars , Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation , 21 decembrie 2004 , < http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html > . Preluat la 16 ianuarie 2012. Arhivat 3 decembrie 2013 la Wayback Machine  
17. ↑ NSV 11994  . GAISH .
18. ↑ van Wittenmyer, RA ( 2 iunie 2006 ), Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program , Astronomical Journal vol. 132(1): 653–664 , DOI 10.1086/504942  
19. ↑ 31 Aquilae  (engleză)  (link indisponibil) . Catalog Alcyone Bright Star . Preluat la 28 iulie 2019. Arhivat din original la 31 ianuarie 2011.
20. ↑ Stele în termen de 20 de ani lumină de 31 Aquilae:  (engleză) . Internet Stellar Database . Preluat: 7 iulie 2019.

Link -uri

• Imaginea 31 Orla  (engleză)