Википедија

Зета Близнаци

Зета Близнаци ( ζ Geminorum, скратено Зета Gem, ζ Gem) — светла ѕвезда со компоненти на кластерот, далечни оптички компоненти и веројатен спектроскопски партнер во зодијачкото соѕвездие Близнаци - на нејзиниот југ, на левата „нога“ на близнакот Полукс. Тоа е класична променлива ѕвезда на Кефеидите, од кои над 800 биле пронајдени во нашата галаксија. Како такви, нејзината редовна пулсација и сјајност (докажано во својата класа дека одговараат) и нејзината релативна близина значи дека ѕвездата е корисен калибратор во пресметувањето на скалата за вселенско растојание. Врз основа на мерењата на паралаксата, таа е оддалечена приближно 1.200 светлосни години од Сонцето.[7]

ζ Близнаци
Местоположба на ζ Близнаци (заокружено)
Податоци од набљудување
Епоха J2000      Рамноденица J2000
Соѕвездие Близнаци
Ректасцензија 07ч 04м &1000000000065307900000006,53079с[1]
Деклинација +20° 34′ &1000000000013073900000013,0739″[1]
Прив. величина (V) 3.93 (3.68 to 4.16)[2]
Особености
Спектрален тип F7Ib to G3Ib[3]
U−B Боен показател +0.55[4]
B−V Боен показател 0.88[4]
Променлив тип Делта Кефеиди[5]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)+6.7[6] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: −7,29[1] млс/г
Дек.: −0,41[1] млс/г
Паралакса (π)2.78 ± 0.18[7] млс
Оддалеченост1,120 сг
(368[8] пс)
Апсолутна величина (MV)-3.99[9]
Податоци
Маса7.7 ± 0.3[10] M☉
Полупречник72 ± 3[11] R☉
Површ. грав. (log g)1.9[12]
Сјајност4.413 ± 332[11] L☉
Температура5,260–5,780[3] K
Вртежна брзина (v sin i)19[13] км/с
Други ознаки
Мекбуда, ζ Gem, 43 Gem, БП+20° 1687, FK5 269, ХД 52973, ХИП 34088, ХР 2650, САО 79031, ВКЅ J07041+2034A[14]
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

Зета Близнаци е примарна или „А“ компонента на систем со повеќе ѕвезди означен како WDS J07041+2034. Го носи традиционалното име Мекбуда.[15][16]

Номенклатура

уреди

ζ Близнаци (латинизирано во Zeta Geminorum) претставува нејзина Бајерова ознака. WDS J07041+2034 A е нејзината ознака во Вашингтонскиот каталог на двоѕвезди. Ознаките на двете компоненти како WDS J03158-0849 Aa и Ab произлегуваат од конвенцијата што ја користи Вашингтонскиот каталог за повеќекратни системи (ВКП) за повеќе ѕвездени системи и усвоен од Меѓународниот астрономски сојуз (МАС).[17]

Зета Близнаци го носела традиционалното име Мекбуда, од арапска фраза што значи „свиткана шепа на лавот“.[18] Во 2016 година, Меѓународниот астрономски сојуз организиралРаботна група за имиња на ѕвезди (РГИЅ)[19] за да ги каталогизира и стандардизира соодветните имиња за ѕвездите. РГИЅ одлучила да им припише соодветни имиња на поединечни ѕвезди наместо на цели системи.[20] Го одобрила името Мекбуда за компонентата WDS J07041+2034 Aa на 12 септември 2016 година и денеска ѕвездата е вклучена во списокот со имиња на ѕвезди одобрени од МАС.[16]

На кинески ,井宿, што значи Па (астеризам) се состои од осум ѕвезди во Близнаци: Зета, Му, Гама, Ну, Кси, Епсилон, 36 и Ламбда.[21]

Историја на набљудување

уреди
 
Визуелна светлинска крива на лентата за Зета Близнаци, адаптирана од Кис (1998)[22]

Во 1844 година, германскиот астроном Јулиус Шмит открил дека Зета Близнаци варира во осветленоста со период од околу 10 дена,[18] иако била осомничена за варијабилност уште во 1790 година.[23] Било забележано дека е поврзана со класата на променливи ѕвезди Кефеиди, иако често се третирала како прототип на сопствената класа, Близнаци, поради несиметрична светлосна крива.[24]

Во 1899 година, американскиот астроном Вилијам Кембел објавил дека ѕвездата има променлива радијална брзина.[25] (Оваа варијација била независно откриена од рускиот астроном Аристарх Белополски, објавена во 1901 година.[23]) Врз основа на неговите набљудувања, Кембел подоцна објавил орбитални елементи. Сепак, тој открил дека кривата отстапува од кеплерската орбита, па дури и предложил дека станува збор за троен ѕвезден систем за да ги објасни неправилностите.[26] Периодичната варијација во радијалната брзина на променливите Кефеиди подоцна била објаснета како резултат на пулсирањата во атмосферата на ѕвездата.[23]

Периодичноста на ѕвездата сама по себе е променлива, тренд првпат забележан од германскиот астроном Пол Гутник во 1920 година, кој се сомневал дека промената на периодот е резултат на придружник кој орбитира. Во 1930 година, данскиот астроном Аксел Нилсен сугерирал дека промената е резултат на постојано намалување од околу 3,6 секунди годишно во тој период.[27]

Придружници

уреди
 
ζ Близнаци во оптичка светлина, со придружниците B, C и D видливи во близина

Зета Близнаци има три видливи придружници познати уште од 19 век и наведени во Каталогот со двојни ѕвезди како B, C и D. Во поново време, наведен е можен спектроскопски придружник, биле каталогизирани дополнителни бледи ѕвезди во близина, а дифузно јато било идентификувано во близина на Зета Близнаци.

Најсветлата ѕвезда во близина, WDS J07041+2034 C, е со светлинска величина 7,6 HD 268518, оддалечена 91,9 инчи во времето кога била откриена во 1779 година и 101,3 инчи оддалечена во 2008 година. Тоа е објект во преден план, само една десетина од растојанието од Зета Близнаци и ѕвезда со високо правилно движење што се движи брзо во споредба со подалечните ѕвезди. Таа е ѕвезда од главната низа G1, и е многу слична на сонцето.[28]

Најблискиот видлив придружник е WDS J07041+2034 D, ѕвезда со 12-та светлинска величина, измерена на оддалеченост од 67,8" во 2008 година. Била оддалечена 80" кога првпат била измерена во 1905 година. Се појавува на небото помеѓу Зета Близнаци и компонентата C, но е подалечен објект од било кој друг.[29]

WDS J07041+2034 B е ѕвезда со 11-та светлинска величина, оддалечена 76,0" во 1831 година и 87,4" во 2008 година.[29] Самиот е спектроскопски бинарен систем, иако малку се знае за двете компоненти. Комбинираниот спектар е од ѕвезда од главната низа F4. Се смета дека е физички поврзан со суперџинот примарно и член на јато ѕвезди околу Зета Близнаци.[8]

Комбинацијата од фотометрија, спектроскопија и астрометрија идентификувала 26 ѕвезди оддалечени приближно 355 парсеци, кои најверојатно се членови на родното јато Зета Близнаци. Најсјајните се доцните џиновски ѕвезди B и раните A, како што се ѕвездите со 7-ма светлинска величина HD 49381 и HD 50634, додека најслабите откриени членови на јатото се ѕвезди од главната низа од класа F од 12-та светлинска величина вклучувајќи WDS J07041+2034 B.[8]

Својства

уреди

За Зета Близнаци е пријавено дека е спектроскопска бинарност врз основа на набљудувањата на лунарното прикрување, но тоа не е потврдено со други методи.[29]

Примарната на Зета Близнаци (WDS J07041+2034 Aa) е класична кефеидна променлива која претрпува редовни, периодични варијации во осветленоста поради радијалните пулсирања. Во опсегот V, привидната величина варира помеѓу максимум од 3,68 и најниска од 4,16 (со средна вредност од 3,93) во период од 10,148 дена.[2] Овој период на варијација се намалува со брзина од 3,1 секунди годишно, или 0,085 секунди по циклус.[27] Спектралната класификација варира помеѓу F7Ib и G3Ib во текот на пулсирачкиот циклус. Исто така, делотворната температура на надворешната обвивка варира помеѓу 5.780 К и 5.260 К,[3] додека полупречникот варира од 61 до 69 пати од Сончевиот полупречник.[30] Во просек, зрачи околу 2.900 пати поголема сјајност од онаа на Сонцето.[31]

Членството во кластер обезбедува независна валидација на растојанија утврдени со помош на неодамнешниот вселенски телескоп „Хабл„ и Хипаркос. Ова силно го ограничува растојанието на ѕвездата: 363 ± 9(σx̄) ± 26(σ) парсеци.[1][7] Затоа, ѕвездата е важен калибратор за односот на кефеидскиот период-сјајност што се користи за воспоставување на скалилата на вселенско растојание.[8][32][33] Паралаксата на Gaia Data Release 2 од 2,2497 ± 0,3006 сугерира дека растојанието е кон горниот крај на овој опсег и има споредлива маргина на грешка.[34]

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 van Leeuwen, F. (November 2007). „Validation of the new Hipparcos reduction“. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  2. ↑ 2,0 2,1 Klagyivik, P.; Szabados, L. (September 2009), „Observational studies of Cepheid amplitudes. I. Period-amplitude relationships for Galactic Cepheids and interrelation of amplitudes“, Astronomy and Astrophysics, 504 (3): 959–972, arXiv:0908.3561, Bibcode:2009A&A...504..959K, doi:10.1051/0004-6361/200811464, S2CID 18283579
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Kervella, P.; и др. (March 2001), „The angular diameter and distance of the Cepheid ? Geminorum“, Astronomy and Astrophysics, 367 (3): 876–883, arXiv:astro-ph/0102359, Bibcode:2001A&A...367..876K, doi:10.1051/0004-6361:20000490, S2CID 16426067
  4. ↑ 4,0 4,1 Nicolet, B. (1978), „Photoelectric photometric Catalogue of homogeneous measurements in the UBV System“, Observatory, Bibcode:1978ppch.book.....N
  5. ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; и др. (2009). „VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)“. VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  6. ↑ Wielen, R.; и др. (1999), „Sixth Catalogue of Fundamental Stars (FK6). Part I. Basic fundamental stars with direct solutions“, Veröff. Astron. Rechen-Inst. Heidelb, Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg, 35 (35): 1, Bibcode:1999VeARI..35....1W
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 Benedict, G. Fritz; и др. (April 2007), „Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations“, Astronomical Journal, 133 (4): 1810–1827, arXiv:astro-ph/0612465, Bibcode:2007AJ....133.1810B, doi:10.1086/511980, S2CID 16384267.
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 Majaess, D.; и др. (2012), „Discovery of the Host Cluster for the Fundamental Cepheid Calibrator Zeta Geminorum“, Astrophysical Journal Letters, 748 (1): L9, arXiv:1202.2363, Bibcode:2012ApJ...748L...9M, doi:10.1088/2041-8205/748/1/L9, S2CID 118833920
  9. ↑ Turner, D. G. (2010). „The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale“. Astrophysics and Space Science. 326 (2): 219–231. arXiv:0912.4864. Bibcode:2010Ap&SS.326..219T. doi:10.1007/s10509-009-0258-5. S2CID 119264970.
  10. ↑ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (January 2011), „A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 410 (1): 190–200, arXiv:1007.4883, Bibcode:2011MNRAS.410..190T, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, S2CID 118629873
  11. ↑ 11,0 11,1 Gallenne, A.; Mérand, A.; Kervella, P.; Pietrzyński, G.; Gieren, W.; Hocdé, V.; Breuval, L.; Nardetto, N.; Lagadec, E. (May 25, 2021). „Extended envelopes around Galactic Cepheids. V. Multi-wavelength and time-dependent analysis of IR excess“. Astronomy & Astrophysics. 651: A113. arXiv:2105.12197. Bibcode:2021A&A...651A.113G. doi:10.1051/0004-6361/202140350. ISSN 0004-6361.
  12. ↑ Mallik, Sushma V. (October 1998), „Chromospheric activity in cool stars and the lithium abundance“, Astronomy and Astrophysics, 338: 623–636, Bibcode:1998A&A...338..623M
  13. ↑ Uesugi, Akira; Fukuda, Ichiro (1970), „Catalogue of rotational velocities of the stars“, Contributions from the Institute of Astrophysics and Kwasan Observatory, University of Kyoto, Bibcode:1970crvs.book.....U
  14. ↑ „V* zet Gem -- Classical Cepheid (delta Cep type)“, SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Посетено на 2012-01-01
  15. ↑ Davis, George A. (1944). „The pronunciations, derivations, and meanings of a selected list of star names“. Popular Astronomy. 52: 8–30. Bibcode:1944PA.....52....8D.
  16. ↑ 16,0 16,1 „Naming Stars“. IAU.org. Посетено на 24 February 2018.
  17. ↑ Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). „On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets“. arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR].
  18. ↑ 18,0 18,1 Allen, Richard Hinckley (1899), „Star-names and their meanings“, New York, G. E. Stechert: 235, Bibcode:1899sntm.book.....A
  19. ↑ IAU Working Group on Star Names (WGSN), International Astronomical Union, Посетено на 22 May 2016.
  20. ↑ „WG Triennial Report (2015-2018) - Star Names“ (PDF). стр. 5. Посетено на 2018-07-14.
  21. ↑ (на кинески) 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表 Архивирано на 30 јануари 2011 г., Hong Kong Space Museum. Accessed on line November 23, 2010.
  22. ↑ Kiss, Laszlo L. (July 1998). „A photometric and spectroscopic study of the brightest northern Cepheids - I. Observations“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 297 (3): 825. Bibcode:1998MNRAS.297..825K. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01559.x.
  23. ↑ 23,0 23,1 23,2 Henroteau, F. (1925), „A study of zeta Geminorum, I.“, Publications of the Dominion Observatory Ottawa, 9: 105–116, Bibcode:1925PDO.....9..105H
  24. ↑ Engle, Scott G. (2015). The Secret Lives of Cepheids: A Multi-Wavelength Study of the Atmospheres and Real-Time Evolution of Classical Cepheids (Thesis). arXiv.org. arXiv:1504.02713. Bibcode:2015PhDT........45E. doi:10.5281/zenodo.45252. S2CID 118408237.
  25. ↑ Campbell, W. W. (February 1899), „The variable velocity of zeta Geminorum in the line of sight.“, Astrophysical Journal, 9: 86, Bibcode:1899ApJ.....9...86C, doi:10.1086/140556
  26. ↑ Campbell, W. W. (January 1901), „The motion of zeta Geminorum in the line of sight“, Astrophysical Journal, 13: 90–97, Bibcode:1901ApJ....13...90C, doi:10.1086/140792
  27. ↑ 27,0 27,1 Abt, Helmut A.; Levy, Saul G. (March 1974), „Period Variation of the Cepheid Zeta Geminorum“, Astrophysical Journal, 188: L75, Bibcode:1974ApJ...188L..75A, doi:10.1086/181436
  28. ↑ Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (август 2018). „Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Запис на DR2 од „Гаја“ за овој извор на VizieR.
  29. ↑ 29,0 29,1 29,2 Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (2001). „The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog“. The Astronomical Journal. 122 (6): 3466. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920.
  30. ↑ Groenewegen, M. A. T. (November 2007), „The projection factor, period-radius relation, and surface-brightness colour relation in classical cepheids“, Astronomy and Astrophysics, 474 (3): 975–981, Bibcode:2007A&A...474..975G, doi:10.1051/0004-6361:20078225
  31. ↑ Mallik, Sushma V. (December 1999), „Lithium abundance and mass“, Astronomy and Astrophysics, 352: 495–507, Bibcode:1999A&A...352..495M
  32. ↑ de Zeeuw, P. T.; и др. (1999), „A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations“, Astronomical Journal, 117 (1): 354–399, arXiv:astro-ph/9809227, Bibcode:1999AJ....117..354D, doi:10.1086/300682, S2CID 16098861.
  33. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. (2012), „New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei“, Astrophysical Journal, 747 (2): 145, arXiv:1201.0993, Bibcode:2012ApJ...747..145M, doi:10.1088/0004-637X/747/2/145, S2CID 118672744.
  34. ↑ Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (август 2018). „Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Запис на DR2 од „Гаја“ за овој извор на VizieR.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Зета_Близнаци&oldid=5273465“