36 Ursa Major

36 Ursa Major  este o stea dublă din constelația nordică Ursa Major . Componenta A are o magnitudine aparentă de 4,82 m [3] și, conform scalei Bortle , este vizibilă cu ochiul liber cel puțin pe cerul de tranziție suburban/urban . 

Din măsurătorile paralaxei efectuate în timpul misiunii Hipparcos , se știe că sistemul este la aproximativ 41,7 minute  de distanță . ani ( 12,78  buc ) [1] .

Steaua este observată la nord de 35° S. latitudine, adică la nord de Buenos Aires (35°S), Cape Town (34°S) și Canberra (35°S). Acea. steaua este observată pe aproape întregul teritoriu al Pământului locuit , cu excepţia Antarcticii . Cel mai bun moment de observare este februarie [20] .

Star Properties

Această stea este un analog al Soarelui , adică are proprietăți fizice care o fac similară cu Soarele nostru. Ursa Major de tip spectral 36 este F8V [5] , ceea ce înseamnă că steaua are aproape aceeași dimensiune ca Soarele nostru ( 1.091  [7] ), aceeași masă ( 1.12  [6] ), dar ceva mai strălucitoare decât Soarele ( 1.61  [ ) 7] ), indică, de asemenea, că hidrogenul din miezul stelei servește drept combustibil nuclear, adică steaua se află în secvența principală . Steaua radiază energie din atmosfera exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 6126  K [21] , ceea ce îi conferă nuanța galben-alb caracteristică unei stele de tip F [22] .

Pentru ca o planetă similară Pământului nostru să primească aproximativ aceeași cantitate de căldură pe care o primește de la Soare, trebuie să fie plasată la o distanță de 1,309  UA. (adică aproape în orbita lui Marte ). Mai mult, de la o astfel de distanță, Ursa Major ar părea cu doar 10% mai mică decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ - 0,45 ° (diametrul unghiular al Soarelui nostru  este de 0,5 °) [23] .

Steaua are o gravitație la suprafață de 4,36  CGS [8] sau 269 m/s 2 , adică practic la fel ca pe Soare ( 274,0 m/s 2 ). Stelele purtătoare de planete tind să aibă o metalitate mai mare decât Soarele, dar 36 Ursa Major are o metalicitate destul de scăzută : conținutul său de fier în raport cu hidrogenul este de 66% din cel al Soarelui. Rotindu -se cu o viteză ecuatorială de 5,5  km/s [9] (adică cu o viteză de aproape 2,5 ori mai mare decât cea a Soarelui), această stea are nevoie de aproximativ 11  zile pentru a face o revoluție completă. Vârsta Ursei Majore de 36 de ani este de 2,7 miliarde de ani [4] .

Multiplicitatea stelelor

Dualitatea 36 Ursa Major a fost descoperită în 1955 . Conform Washington Catalog of Visual Binaries , parametrii acestei componente sunt dați în tabelul [24] :

Acea. 36 Ursa Major are un însoțitor cu o magnitudine de 8,69 m cu o mișcare proprie totală și aproximativ jumătate din masa lui 36 Ursa Major A [25] la o distanță unghiulară de 122,5" la un unghi de poziție de 303°, unde a fost înregistrată în 2012. Al doilea satelit cu o valoare de 11,44 m este situat la o distanță unghiulară de 240,6” la un unghi de poziție de 292°, unde a fost înregistrat în 2004 [26] .

Steaua are propria sa mișcare de 0,181  mas / an în direcția de 258,8° de la nord la sud [23] . Viteza heliocentrică radială a stelei este de +9  km/s , ceea ce înseamnă că steaua se îndepărtează de Soare [20] .

Căutați obiecte substelare

Conform Nelson & Angel (1998) [27] , 36 Ursa Major poate avea una sau două (sau chiar trei) planete cu mase de ordinul maselor lui Jupiter (sau chiar să fie pitice brune ), cu perioade orbitale de 10-15, 25, respectiv 50 de ani. Autorii au stabilit limite superioare de 1,1-2, 5,3 și 24 de mase Jupiter pentru obiectele planetare propuse. De asemenea, Lippincott (1983) [28] observase anterior posibila prezență a unui companion invizibil masiv (de aproape 70 de ori masa lui Jupiter , adică o pitică maro ). Parametrii estimați pentru un obiect substelar arată o perioadă orbitală de 18 ani și o excentricitate destul de mare (e=0,8). Campbell et al., 1988 [29] au sugerat existența unor obiecte planetare sau chiar a unor pitice brune mai puțin masive decât 14 mase Jupiter în apropierea stelei 36 Ursa Major.

Cu toate acestea, nicio lună planetară nu a fost încă descoperită sau confirmată. Echipa Observatorului McDonald a stabilit limite ale prezenței uneia sau mai multor planete [30] cu mase între 0,13 și 2,5 mase Jupiter la distanțe medii de 0,05 până la 5,2  UA. În jurul acestei stele a fost detectat un exces de radiație infraroșie , ceea ce indică cel mai probabil prezența unui disc circumstelar cu o rază de 38,6  UA. Temperatura acestui praf este de 50  K [31] .

Mediul imediat al vedetei

Următoarele sisteme de stele se află pe o rază de 20 de ani lumină [32] față de sistemul 36 Ursa Major (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):

Note

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 (engleză) van Leeuwen, F. ( noiembrie 2007 ), Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/ 0004-2004:5706   
2. ↑ Distanța calculată din valoarea paralaxei dată
3. ↑ 1 2 3 4 Johnson , HL; Iriarte, B.; Mitchell, RI & Wisniewskj, WZ ( 1966 ), UBVRIJKL fotometria stelelor strălucitoare, Communications of the Lunar and Planetary Laboratory Vol . 4 (99)   
4. ↑ 1 2 3 4 Nordström , B.; Primar, M.; Andersen, J. & Holmberg, J. ( mai 2004 ), Studiul Geneva-Copenhaga al cartierului Solar. Vârstele, metalicitățile și proprietățile cinematice ale piticilor de la ~14 000 F și G , Astronomy and Astrophysics vol. 418 (3): 989–1019 , DOI 10.1051/0004-6361:20035959   
5. ↑ 1 2 3 * 36 UMa -- High proper-motion Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HR+4112 > . Preluat la 27 ianuarie 2019. Arhivat 7 martie 2016 la Wayback Machine   
6. ↑ 1 2 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   
7. ↑ 1 2 3 4 5 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 Chen , YQ; Nissen, P.E.; Zhao, G. & Zhang, HW ( februarie 2000 ), Compoziția chimică a piticilor de disc 90 F și G , Suplimentul Astronomie și Astrofizică vol. 141: 491–506 , DOI 10.1051/aas:2000124   
9. ↑ 1 2 Schröder , C.; Reiners, A. & Schmitt, JHMM ( ianuarie 2009 ), emisie de Ca II HK în stele cu rotație rapidă. Dovezi pentru un debut al dinamului de tip solar , Astronomy and Astrophysics vol . 493 (3): 1099–1107, doi : 10.1051/0004-6361:200810377 , < http: //goedoc.uni-goettingen/de/ bitstream/handle/1/9690/aa10377-08.pdf?sequence=2 > (link descendent)    
10. ↑ Baza de date astronomică SIMBAD
11. ↑ 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.
12. ↑ Bouigue MR Contribution aux recherches de photometrie photoelectrique dans la Galaxie - 1959. - Vol. 4. - P. 52.
13. ↑ Wallerstein G., Helfer HL Abundențe în stele pitice G. I. O comparație a două stele din Hiade cu Soarele  (engleză) // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 1959. - Vol. 129.—P. 347–355. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1086/146626
14. ↑ 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
15. ↑ 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
16. ↑ Baza de date astronomică SIMBAD
17. ↑ Alonso-Floriano F. J., Morales J. C., Caballero J. A., Montes D. , Mundt R., Cortés-Contreras M., Reiners A., Amado P. J., Quirrenbach A., Jeffers S. V. CARMENES input catalog of M Dwarfs. I. Spectroscopie de joasă rezoluție cu CAFOS  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2015. - Vol. 577.—P. 128–128. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201525803 - arXiv:1502.07580
18. ↑ 1 2 Deka-Szymankiewicz B., Niedzielski A. , Adamczyk M., Adamow M., Nowak G., Wolszczan A. The Penn State - Torun Center for Astronomy Planet Search Stars. IV. Pitici și proba completă  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2018. - Vol. 615.—P. 31–31. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201731696 - arXiv:1801.02899
19. ↑ 1 2 Niedzielski A. , Deka-Szymankiewicz B., Adamczyk M., Adamów M., Nowak G. , Wolszczan A. The Penn State - Torun Center for Astronomy Planet Search Stars. III. Eșantionul de stele evoluate  (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2015. - Vol. 585.—P. 73–73. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201527362
20. ↑ 12 H.R. 4112 . Catalogul Stelelor Luminoase . Preluat la 28 februarie 2019. Arhivat din original la 1 martie 2019. (Rusă)
21. ↑ Valenti, Jeff A. & Fischer, Debra A. ( iulie 2005 ), Spectroscopic Properties of Cool Stars ( SPOCS). I. 1040 Pitici F, G și K din programele de căutare a planetelor Keck, Lick și AAT , seria de suplimente a jurnalului astrofizic vol. 159(1): 141–166 , DOI 10.1086/430500   
22. ↑ 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   
23. ↑ 1 2 36 Ursae  Majoris . Internet Stellar Database . Arhivat din original la 1 martie 2019.
24. ↑ 36 Ursae Majoris  (engleză)  (link inaccesibil) . Catalog Alcyone Bright Star . Preluat la 28 februarie 2019. Arhivat din original la 1 iulie 2016.
25. ↑ Tokovinin, Andrei ( aprilie 2014 ), De la binar la multipli. II. Hierarchical Multiplicity of F and G Dwarfs , The Astronomical Journal vol . 147 (4): 14, 87 , DOI 10.1088/0004-6256/147/4/87   
26. ↑ Mason, BD ; Wycoff, G. L.; Hartkopf, W.I. & Douglass, GG ( 2014 ), The Washington Visual Double Star Catalog , doi : 10.1086/323920 , < http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=B/wds > . Extras 2 noiembrie 2015. Arhivat 4 iulie 2019 la Wayback Machine   
27. ↑ Gama de mase și perioade explorate de căutările cu viteză radială pentru însoțitori planetari . Preluat la 28 februarie 2019. Arhivat din original la 11 aprilie 2012. (nedefinit)
28. ↑ Un însoțitor nevăzut pentru 36 Ursae Majoris A din analiza plăcilor luate cu refractorul Sproul 61-CM
29. ↑ O căutare de însoțitori substelari pentru stelele de tip solar sudic . Preluat la 28 februarie 2019. Arhivat din original la 4 martie 2020. (nedefinit)
30. ↑ Limite de detectare din programul de căutare a planetelor Observatorului McDonald . Preluat la 28 februarie 2019. Arhivat din original la 19 mai 2019. (nedefinit)
31. ↑ Eiroa, C.; Marshall, JP; Mora, A.; Montesinos, B.; Absil, O.; Augereau, J. Ch.; Bayo, A.; Bryden, G.; Danchi, W.; del Burgo, C.; Ertel, S.; Fridlund, M.; Heras, A.M.; Krivov, A.V.; Launhardt, R.; Liseau, R.; Löhne, T.; Maldonado, J.; Pilbratt, G. L.; Roberge, A.; Rodmann, J.; Sanz-Forcada, J.; Solano, E.; Stapelfeldt, K.; Thebault, P.; Wolf, S.; Ardila, D.; Arevalo, M.; Beichmann, C.; Faramaz, V.; González-Garcia, BM; Gutierrez, R.; Lebreton, J.; Martinez-Arnáiz, R.; Meeus, G.; Montes, D.; Olofsson, G.; Su, KYL; Alb, GJ; Barrado, D.; Fukagawa, M.; Grün, E.; Tabăra, I.; Lorente, R.; Morbidelli, A.; Müller, S.; Mutschke, H.; Nakagawa, T.; Ribas, I.; Walker, H.D.Ust în jurul stelelor din apropiere. Rezultatele observaționale ale sondajului  (engleză)  // Astronomie și astrofizică  : jurnal. - EDP Sciences , 2013. - iulie ( vol. 555 ). —P.A11 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201321050 . - Cod biblic . - arXiv : 1305.0155 .
32. ↑ Stele în termen de 20 de ani lumină de 36 Ursae Majoris:  (engleză) . Internet Stellar Database .

Link -uri

• Gama de mase și perioade explorate de căutările cu viteză radială pentru  însoțitori planetari