Дзета Стрельца

Дзета Стрельца (ζ Стрельца, Zeta Sagittarii, ζ Sagittarii, сокращ. Zeta Sgr, ζ Sgr) — кратная звёздная система в созвездии Стрельца.

Двойная звезда
Дзета Стрельца; ξ Стрельца
Sagittarius constellation map ru lite.png
Red circle.svg
StarArrowUL.svg
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Двойная звезда
Прямое восхождение 19ч 02м 36,73с[1]
Склонение −29° 52′ 48,23″[1]
Расстояние 88±2 св. лет (27,0±0,6 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) +2.59[2]
Созвездие Стрелец
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +22[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +10,79[1] mas в год
 • склонение +21,11[1] mas в год
Параллакс (π) 36.98 ± 0.87[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) 0.42[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс A2.5 Va[5]
Показатель цвета
 • B−V +0.08[2]
 • U−B +0.05[2]
Физические характеристики
Масса (A+B) 5,26 ± 0,37[6] M
Радиус 3,27 R☉
Возраст ~500-710 млн, [6] лет
Температура 8670 К[8]
Вращение 68,9 ± 0,4 км/с[9]
Элементы орбиты
Период (P) 21,00 ± 0,01[6] лет
Большая полуось (a) 0,489 ± 0,001[6]
Эксцентриситет (e) 0,211 ± 0,001[6]
Наклонение (i) 111,1 ± 0,1[6]°v
Узел (Ω) 74,0 ± 0,1[6]°
Эпоха периастра (T) 2005,99 ± 0,03[6]
Аргумент перицентра (ω) 7,2 ± 0,6[6]
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

Хотя звезда и имеет обозначение Дзета (6-я буква греческого алфавита), однако сама звезда 3-я по яркости в созвездии, после Эпсилон Стрельца (1,79m) и Сигма Стрельца (+2,05m). Звезда имеет видимую звёздную величину +2.59[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе (англ. Inner-city).

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[1], известно, что звезда удалена примерно на 88 ± 2 св. лет (27,0 ± 0,6 пк) от Земли. Звезда наблюдается южнее 61° с. ш., то есть, то есть южнее Абердина (57° с. ш.), Осло (59° с. ш.), Санкт-Петербурга (59° с. ш.). Звезда Дзета Стрельца имеет большое южное склонение и поэтому в средних широтах России звезда видна очень низко над горизонтом. Лучшее время для наблюдения — июль, когда она видна в южных областях России[10].

Дзета Стрельца движется со скоростью в 2 раза быстрее относительно Солнца, чем остальные звёзды: её радиальная гелиоцентрическая скорость: +22 км/с[10][3], что 2,2 раза быстрее скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца и около 1,0-1,4 миллиона лет назад, находилась в пределах 7,5 ± 1,8 св. лет (2,3 ± 0,55 пк) от Солнца[11].

Имя звездыПравить

Дзета Стрельца — (латинизированный вариант лат. Zeta Sagittarii) является обозначением Байера, данное им звезде в 1603 году[4].

У звезды также есть обозначение данное Флемстидом — 38 Стрельца (лат. 38 Sagittarii) и обозначение, данное Гулдом — 130 G Стрельца (лат. 130 G Sagittarii)[4].

Дзета Стрельца имеет традиционное имя Аскелла (лат. Ascella), от позднелатинского слова, означающего «подмышка» (Стрельца). В каталоге звёзд «Календарь Аль-Ахсаси аль-Муаккета» (англ.) эта звезда была обозначена как «Талат аль-Садира» (лат. Thalath al Sadirah), которая была переведена на латынь как «Tertia τού al Sadirah», что означает «третий возвращающийся страус», поскольку Фи Стрельца, Сигма Стрельца, Дзета Стрельца, Хи Стрельца, Тау Стрельца образуют астеризм в «возвращающиеся (в гнездо) страусы»[12].

В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу при МАС по звёздным именам (WGSN)[13] для каталогизации и стандартизации имён собственных звёзд. WGSN утвердил название Аскелла («Ascella») для компоненты Дзета Стрельца A. C 12 сентября 2016 года оно включено в Список утверждённых МАС звёздных имён[14].

Дзета Стрельца, вместе с Гамма Стрельца, Дельта Стрельца, Эпсилон Стрельца, Лямбда Стрельца, Сигма Стрельца, Тау Стрельца и Фи Стрельца образуют астеризм Чайник[15].

В китайской астрономии (англ.), звезда относится к созвездию 參旗 (Sān Qí) «Ковш» (англ.) вместе с Фи Стрельца, Лямбда Стрельца, Мю Стрельца, Сигма Стрельца, Тау Стрельца. Следовательно, китайское название самой Дзета Стрельца — 斗宿一, Dǒu Sù yī — «Первая звезда ковша» — англ. the First Star of Dipper[16].

На данный момент звезда различными методами разрешается на три компонента. При наименовании трёх компонентов используют обозначения Дзета Стрельца A, B и С согласно конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) и принятой Международным астрономическим союзом (МАС), для обозначения звёздных систем.

Свойства кратной системыПравить

Дзета Стрельца имеет два главных гравитационно-связанных компонента: первый компонент — A является звездой спектрального класса А с видимой звёздной величиной +3,26m. Второй компонент — B, имеет видимую звёздную величину +3.47m (суммарная яркость даёт двойной системе звёздную величину +2.61m, которую мы наблюдаем). Оба компонента классифицируется либо как карлики спектрального класса А2 (что подразумевает термоядерную реакцию синтеза гелия из водорода), либо как субгиганты А4 (что подразумевает недавнюю остановку синтеза), последнее утверждение кажется наиболее верным[7].

На расстоянии 71,6 " находится ещё одна звезда, компонент С одиннадцатой звёздной величины (10,63m), но скорее всего это оптический компонент и гравитационно с двумя другими компонентами не связан.

Из-за их близости друг к другу параметры звёзд плохо изучены (свет одной звезды искажает свет другой). Они вращающиеся вокруг друг друга на угловом расстоянии в среднем не менее половины секунды дуги[6] (что делает их разрешение большой проблемой даже для глаза вооружённого телескопом). На расстоянии 88 ± 2 св. лет это соответствует размеру большой полуоси 13,4 а.е. (на 40% дальше, чем орбита Сатурна). Период вращения системы, по крайней мере, 21,075 лет . Орбита имеет умеренный эксцентриситет равный 0.211[6] (примерно как у Меркурия — 0,205). Звёзды сближаются на минимальное расстояние 10,6 а.е. (то есть примерно на орбиту Сатурна), и удаляется их на максимальное расстояние 16,1 а.е. (то есть примерно на 15 % ближе, чем орбита Урана)[7]. Из орбиты и законов Кеплера можно найти функцию масс, которая соответствует нижней оценки суммарной массы системы равной 5,26 ± 0,37  [6], что на 25 % больше, чем определяется по светимости и температуре (и теории звёздной структуры и эволюции)[7].

Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 5,57 а.е., то есть примерно туда, где в Солнечной системе находится Юпитер. Причём с такого расстояния, Дзета Стрельца A выглядела бы почти на 40 % меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 0,31°[b] (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°). Однако, в системе вряд ли есть не только обитаемые планеты, но и планеты вообще, поскольку совместная гравитация обоих звёзд выметет их из системы. Возраст системы Дзета Стрельца около 0,5—0,7 млрд. лет[6], поэтому, если в ней и образовались какие-нибудь планеты, то скорее всего они будут подобны Меркурию или Венере в Солнечной системе, как по расстоянию до звезды, так и по своим свойствам. [7].

Компонент AПравить

Дзета Стрельца A — карлик, спектрального класса A2V, что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 9000 К[7], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A и делает её источником ультрафиолетового излучения[c].

Масса звезды обычна для карлика и составляет: 2,2  [7]. Eё радиус более чем в три раза больше радиуса Солнца и составляет 3,27  [4]. Также звезда гораздо ярче нашего Солнца, её светимость составляет 31  [7].

Звезда имеет поверхностную гравитацию 3,9 СГС[17] или 79,4 м/с2, то есть значительно меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2), что, по-видимому, может объясняться большой поверхностью звезды. Скорость вращения равна 77 км/с[18], что даёт период вращения звезды порядка 5 дней.

Компонент BПравить

Дзета Стрельца B — звезда спектрального класса A4[7]. Масса звезды равна 2,1  [7]. Эта звезда, как и её компаньон, гораздо ярче нашего Солнца, её светимость составляет 26  [7]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 8500 К[7], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A и делает её, как и её компаньона, источником ультрафиолетового излучения.

История изучения кратности звездыПравить

Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[19][20]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина 1 компонента Видимая звёздная величина 2 компонента
AB 1867 много 258 ° 0.9 3.27m 3.48m
2017 247° 0.6
AB-С 1905 2+ 262° 75,0 2.6m 10.63m
1977 302° 74.6
2013 302° 71.6

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды есть спутник — Дзета Стрельца B и что звезды движутся вместе в пространстве, то есть звёзды не просто находится на линии прямой видимости, но связаны друг с другом гравитационно.

На расстоянии 71,6 " находится звезда одиннадцатой величины (10,63m), то есть компонент «С»[21]. Если это действительно часть системы, то это должен быть оранжевый карлик спектрального класса K7, расположенный на расстоянии не менее 2000 а.е. от пары звёзд AB, который вращается с периодом не менее 40 000 лет. Тем не менее, небольшие сдвиги в угловом расстоянии за прошедшее столетие связаны с ожидаемым движением пары звёзд AB в пространстве относительно отдалённого фона, а поэтому малое движения компонента «С», вероятно, является простым совпадением звезды, лежащей на линии прямой видимости, добавляя неопределённости системе Дзета Стрельца[7].

ПримечанияПравить

Комментарии
  1. Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
     , где DS — диаметр звезды, выраженный в а.е.; dCZ — расстояние до зоны обитаемости
  3. Из закона смещения Вина, энергия излучения абсолютно чёрного тела максимальна при данной температуре на длине волны λb = (2,898⋅106 нм•К)/(6813 К) ≈ 322 нм, которая лежит в ближней ультрафиолетовой части электромагнитного спектра
Источники
  1. 1 2 3 4 5 6  (англ.) van Leeuwen, F. (November 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357 
  2. 1 2 3 4 Johnson, H. L.; Iriarte, B.; Mitchell, R. I.; Wisniewskj, W. Z. UBVRIJKL photometry of the bright stars (англ.) // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory (англ.) : journal. — 1966. — Vol. 4, no. 99. — Bibcode1966CoLPL...4...99J.
  3. 1 2 Wilson, R. E. General Catalogue of Stellar Radial Velocities (англ.). — Институт Карнеги, 1953.
  4. 1 2 3 4 5 Ascella (Zeta Sagittarii, 38 Sagittarii) Star Facts (англ.). Universe Guide.
  5. 1 2  (англ.) * zet Sgr - Double or multiple star, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Zeta+Sagittarii>. Проверено 27 июня 2019. 
  6. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15  (англ.) De Rosa, Robert J.; Patience, Jenny; Vigan, Arthur & Wilson, Paul A. (2011), The VAST Survey -- II. Orbital motion monitoring of A-type star multiples, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Т. 422: 2765–2785, DOI 10.1111/j.1365-2966.2011.20397.x 
  7. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 ASCELLA (Zeta Sagittarii) (англ.). Jim Kaler, Stars.
  8. J. Zorec, F. Royer Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities // Astron. Astrophys.EDP Sciences, 2012. — Vol. 537. — P. 120–120. — 22 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846doi:10.1051/0004-6361/201117691arXiv:1201.2052
  9. Díaz C. G., González J. F., H. Levato et al. Accurate stellar rotational velocities using the Fourier transform of the cross correlation maximum // Astron. Astrophys.EDP Sciences, 2011. — Vol. 531. — P. A143. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846doi:10.1051/0004-6361/201016386
  10. 1 2 HR 7194. Каталог ярких звезд.
  11.  (англ.) Dybczyński, P. A. (April 2006), Simulating observable comets. III. Real stellar perturbers of the Oort cloud and their output, Astronomy and Astrophysics Т. 449 (3): 1233–1242, DOI 10.1051/0004-6361:20054284 
  12. Knobel, E. B. Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1895. — June (vol. 55). — P. 430. — doi:10.1093/mnras/55.8.429. — Bibcode1895MNRAS..55..429K.
  13. IAU Working Group on Star Names (WGSN) (англ.). Дата обращения 22 мая 2016.
  14. Naming Stars (англ.). IAU.org. Дата обращения 16 декабря 2017.
  15. Teapot (англ.). constellation-guide.com. Дата обращения 13 мая 2017.
  16.  (кит.) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日
  17.  (англ.) Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F. & McFadden, M. T. (October 2003), Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I., The Astronomical Journal Т. 126 (4): 2048–2059, DOI 10.1086/378365 
  18.  (англ.) Royer, F.; Zorec, J. & Gómez, A. E. (February 2007), Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions, Astronomy and Astrophysics Т. 463 (2): 671–682, DOI 10.1051/0004-6361:20065224 
  19. Ascella (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue.
  20. Vizier catalog entry (англ.).
  21.  (англ.) GSC 06885-02777 -- Star, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%402477635&Name=GSC%2006885-02777>. Проверено 27 июня 2019. 

СсылкиПравить