Бета Ариетис - Beta Arietis

β Ариетис
Созвездие Овна map.svg
Красный circle.svg
Расположение β Arietis (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеОвен
Прямое восхождение01час 54м 38.41099s[1]
Склонение+20° 48′ 28.9133″[1]
Видимая величина  (V)2.655[2]
Характеристики
Спектральный типA5 V[3]
U − B индекс цвета+0.170[2]
B − V индекс цвета+0.142[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)-1.9[4] км / с
Правильное движение (μ) РА: +98.74[1] мас /год
Декабрь: -110.41[1] мас /год
Параллакс (π)54.74 ± 0.75[1] мас
Расстояние59.6 ± 0.8 лы
(18.3 ± 0.3 ПК )
Абсолютная величина  (MV)1.55 ± 0.09[5]
Орбита[6]
КомпаньонБета Ариетис Б
Период (П)106,9954 ± 0,0005 сут.
Большая полуось (а)36.1 ± 0.3 мас
Эксцентриситет (е)0.903 ± 0.012
Наклон (я)44.7 ± 1.3°
Долгота узла (Ом)79.1 ± 0.8°
Аргумент периастра (ω)
(вторичный)		209.1 ± 1.2°
подробности
А
Масса2.34 ± 0.10[6] M☉
Яркость23[6] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.0[7] cgs
Температура9,000[7] K
Металличность [Fe / H]0.16[7] dex
Скорость вращения (v грехя)73[8] км / с
Возраст0.3[9] Гыр
B
Масса1.34 ± 0.07[6] M☉
Яркость1.3[6] L☉
Прочие обозначения
Шератан, Шаратан, Аль-Шаратейн,[10] 6 Ариетис, Gl 80, HR 553, BD +20°306, HD 11636, SAO 75012, FK5 66, Бедра 8903.[11]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные
ARICNSданные

Бета Ариетис (β Ариетис, сокращенно Бета Ари, β Ари), официально названный Шератан /ˈʃɛrəтæп/,[12][13] это звездная система и вторая по яркости звезда в созвездие из Овен, обозначающий второй рог барана.

Номенклатура

Бета Ариетис это звезда Обозначение Байера. Он также несет Обозначение Флемстида 6 Ариетис.

Традиционное название, Шератан (или же Шаратан, Шератим),[10] в полном объеме Аль Шаратан, происходит от арабского الشرطان Аш-Шаранан "два знака", ссылка на звезду, отмечавшую северное весеннее равноденствие вместе с Гамма Ариетис несколько тысяч лет назад.[нужна цитата ] В 2016 г. Международный астрономический союз организовал Рабочая группа по звездным именам (WGSN)[14] каталогизировать и стандартизировать имена собственные для звезд. WGSN утвердила название Шератан для этой звезды 21 августа 2016 года, и теперь она внесена в Каталог звездных имен МАС.[13]

В Китайский, 婁 宿 (Lóu Xi), смысл Бонд (астеризм), относится к астеризму, состоящему из β Arietis, γ Arietis и α Ариетис.[15] Следовательно, китайское имя для β сам Ариетис является 婁 宿 一 (Лу Су Йи, Английский: Первая Звезда Бонда).[16]

Характеристики

Бета Ариетис имеет видимая визуальная величина из 2,66. На основе параллакс измерений, он находится на расстоянии 59,6 световых лет (18.3 парсек ) с Земли. Это спектроскопический двойная звезда система, состоящая из пары звезд, вращающихся вокруг друг друга с разделением, которое в настоящее время не может быть разрешено с помощью обычного телескопа. Однако пара была решена с помощью Звездный интерферометр Mark III на Обсерватория Маунт Вильсон. Это позволяет орбитальные элементы необходимо вычислить, а также индивидуальные массы двух звезд. Звезды завершают свою высоко эллиптическая орбита каждые 107 дней.[6]

Первичная звезда имеет звездная классификация напряжения A5 V, что означает, что это Звезда главной последовательности А-типа который генерирует энергию через термоядерный синтез водорода в его основной области.[3] В NStars проект дает звезде спектральный класс kA4 hA5 mA5 Va под доработкой МК спектральная классификация система.[9] В спектр вторичной звезды не определено, но, исходя из массы, она может иметь звездная классификация F5 III – V или G0 V. Он примерно на четыре величины слабее первичной; следовательно, в энергии, выделяемой системой, преобладает первичная звезда.[6] Через несколько миллионов лет, когда первичный элемент эволюционирует в красный гигант ожидается значительный массоперенос вторичного компонента.[17]

Первичный элемент был классифицирован как быстрый ротатор с прогнозируемая скорость вращения 73 км / с, что дает нижнюю границу азимутальный скорость вращения вдоль экватора.[8] Это также может быть умеренно Я звезда, который представляет собой класс звезд с пекулярным спектром с сильным линии поглощения от различных элементов и недостатков в других. У β Arietis эти линии поглощения уширены из-за Эффект Допплера от севооборота, что затрудняет анализ моделей численности.[7]

Эта система была протестирована с Космический телескоп Спитцера за наличие избыточное излучение инфракрасного, что означало бы диск пыли. Однако значительного превышения не обнаружено.[9]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.), «Подтверждение нового сокращения Hipparcos», Астрономия и астрофизика, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007 A&A ... 474..653V, Дои:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600
  2. ^ а б c Гутьеррес-Морено, Аделина; и другие. (1966). «Система фотометрических эталонов». Публикации факультета астрономии Чилийского университета. Publicaciones Universidad de Chile, Департамент астрономии. 1: 1–17. Bibcode:1966PDAUC ... 1 .... 1G.
  3. ^ а б Триллинг, Д. Э .; и другие. (Апрель 2007 г.), "Диски обломков в двоичных системах главной последовательности", Астрофизический журнал, 658 (2): 1264–1288, arXiv:Astro-ph / 0612029, Bibcode:2007ApJ ... 658.1289T, Дои:10.1086/511668, S2CID  14867168
  4. ^ Уилсон, Ральф Элмер (1953). "Общий каталог лучевых скоростей звезд". Публикация Института Карнеги, Вашингтон, округ Колумбия. Вашингтон: Институт Карнеги Вашингтона. Bibcode:1953GCRV..C ...... 0 Вт.
  5. ^ Малков, О.Ю. (Декабрь 2007 г.), "Соотношение масса-светимость звезд промежуточных масс", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 382 (3): 1073–1086, Bibcode:2007МНРАС.382.1073М, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2007.12086.x
  6. ^ а б c d е ж грамм Pan, X. P .; и другие. (1990), "Видимая орбита спектроскопической двойной Бета Ариетис со звездным интерферометром Mark III", Астрофизический журнал, 356: 641–645, Bibcode:1990ApJ ... 356..641P, Дои:10.1086/168870
  7. ^ а б c d Миттон, Дж. (Январь 1977 г.), «Спектроскопические наблюдения и анализ кривой роста четырех А-звезд omicron Peg, beta Ari, kappa Ari и 32 Vir.», Серия дополнений по астрономии и астрофизике, 27: 35–46, Bibcode:1977A & AS ... 27 ... 35M
  8. ^ а б Ройер, Ф .; Zorec, J .; Гомес, А. Э. (февраль 2007 г.), "Скорости вращения звезд A-типа. III. Распределения скоростей", Астрономия и астрофизика, 463 (2): 671–682, arXiv:astro-ph / 0610785, Bibcode:2007A&A ... 463..671R, Дои:10.1051/0004-6361:20065224, S2CID  18475298
  9. ^ а б c Gray, R.O .; и другие. (Октябрь 2003 г.), "Вклады в проект по ближним звездам (NStars): Спектроскопия звезд до M0 в пределах 40 парсеков: северная выборка. I.", Астрономический журнал, 126 (4): 2048–2059, arXiv:Astro-ph / 0308182, Bibcode:2003AJ .... 126.2048G, Дои:10.1086/378365, S2CID  119417105
  10. ^ а б Аллен, Ричард Хинкли (1899), Имена звезд и их значения, Нью-Йорк: Г. Э. Стехерт, стр. 81–82., получено 2011-12-24
  11. ^ "Бет Ари - Спектроскопическая двоичная", SIMBAD, Центр астрономических исследований Донна в Страсбурге, получено 2011-12-29
  12. ^ Куницш, Пауль; Смарт, Тим (2006). Словарь современных звездных имен: краткое руководство по 254 звездным именам и их производным (2-е изд.). Кембридж, Массачусетс: Sky Pub. ISBN  978-1-931559-44-7.
  13. ^ а б "Каталог звездных имен МАС". Получено 28 июля 2016.
  14. ^ Рабочая группа IAU по звездным именам (WGSN), Международный астрономический союз, получено 22 мая 2016.
  15. ^ (на китайском) 中國 星座 神話, автор: 陳久 金. Опубликовано 書房 Version 有限公司, 2005 г., ISBN  978-986-7332-25-7.
  16. ^ (на китайском) 香港 太空 館 - 研究 資源 - 亮 星 中 英 對照 表 В архиве 2010-08-18 на Wayback Machine, Гонконгский музей космонавтики. Доступ онлайн 23 ноября 2010 г.
  17. ^ Фурманн, Клаус (февраль 2008 г.), «Ближайшие звезды Галактического диска и гало - IV», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 384 (1): 173–224, Bibcode:2008МНРАС.384..173Ф, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2007.12671.x

внешняя ссылка