Beta delfín

Beta Delphine (β Delphini/β Del)  je mnohonásobný hvězdný systém v souhvězdí Delphinus . Má několik historických názvů:

• Rotanev  - toto jméno se objevilo jako výsledek malého komického podvodu odehrávaného na začátku 19. století na observatoři v Palermu . Tam pod vedením Giuseppe Piazziho (objevitele prvního známého a největšího asteroidu Ceres ) vyšel v roce 1814 katalog hvězd. V něm se poprvé objevila dvě jména Rotanev (Rotanev)  - beta Dolphin a Sualokin (Sualocin)  - alfa Dolphin , bez jakéhokoli vysvětlení. Později si britský astronom Thomas William Webb ( en: Thomas William Webb ) všiml, že jména hvězd Sualocin a Rotanev při čtení zprava doleva dávají latinskou podobu jména a příjmení Piazziho asistenta Nicola Cacciatore ( Niccolo Cacciatore ) - Nicolaus Venator . Který z těchto dvou astronomů byl autorem podvodu zůstává neznámé [11] .
• Rotanen  - jméno se objevilo v atlase Eliáše Burritta ( Elijah Burritt ) a zřejmě jde o omyl [11] .

Duální systém

Rotanev se nachází ve vzdálenosti 97 světelných let od Země a je hvězdou čtvrté velikosti (3,77 m ). Beta Delphina  je vícehvězdný systém . Jako první přiblížení se skládá z dvojice subgigantů spektrálního typu F5 s povrchovou teplotou 6500 K. Systém je velmi blízký: nelze jej rozlišit dalekohledem s průměrnou aperturou , protože hvězdy jsou v průměrné vzdálenosti 0,65 obloukových sekund od sebe (mince úhlové velikosti ze vzdálenosti 10 km). Jasnější hvězda z páru má čtvrtou magnitudu (4,0 m ), druhá hvězda je o něco slabší - 4,9 m , což při zohlednění vzdálenosti dává svítivost 18 a 8krát větší než Slunce . Rychlost rotace jedné nebo obou hvězd je malá, asi 40 kilometrů za sekundu (20krát vyšší než rychlost pomalu rotujícího Slunce). Stejně jako mnoho hvězd s podobnou průměrnou teplotou vykazuje Rotanev zvláštní vlastnosti hojnosti určitých chemických prvků (zejména stroncia ). Standardní přebytek železa ve spektru je však zcela normální [5] .

Jsou od sebe v průměrné vzdálenosti něco málo přes 13 astronomických jednotek (AU) a poté se vzdalují na vzdálenost 18 AU. e. (přibližná vzdálenost mezi Uranem a Sluncem ), poté se přiblíží na vzdálenost 8 a. e. (o něco menší než vzdálenost od Saturnu ke Slunci), obíhají kolem sebe s periodou 26,7 let. Hvězdy byly v největší vzdálenosti od sebe, jak je vidět ze Země v roce 2002 . Parametry oběžné dráhy, stejně jako svítivost, naznačují, že jejich hmotnost je asi dvakrát větší než hmotnost Slunce , přičemž jasnější hvězda je o něco hmotnější. Je nepravděpodobné, že by i jedna z těchto hvězd měla své vlastní planety , protože jejich oběžné dráhy budou extrémně nestabilní. V takovém systému může mít stabilní oběžnou dráhu kolem dvojice hvězd pouze velmi vzdálená planeta, která však musí být tak daleko, že by na ní nemohl existovat život (alespoň tak, jak jej známe). Bez ohledu na to končí život samotných podobrů: termonukleární spalování vodíku se zastaví v jejich hlubinách a brzy se z nich stanou rudí obři (o něco dříve jasnější hvězda), poté shodí své skořápky a stanou se párem bílých trpaslíků .

Komponenty

Systém obsahuje ještě 3 další komponenty [2] , jejichž parametry jsou uvedeny v tabulce, ale neexistuje žádný pevný důkaz, že by byly gravitačně vázány na dvojici hlavních hvězd. Možná jsou to jen vizuální společníci.

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 4 5 Objekt a aliasy  (anglicky)  (odkaz není k dispozici) . Pozorování hvězd a exoplanet NASA/IPAC/NExSci . Archivováno z originálu 6. května 2012.
2. ↑ 1 2 Rotanev na Alcyone Archivováno 4. března 2016 na Wayback Machine 
3. ↑ 1 2 3 4 5 * sázka Del -- Spektroskopická binární  . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg. Archivováno z originálu 6. května 2012.
4. ↑ Ze zdánlivé velikosti a paralaxy
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 ROTANEV  (anglicky) . Jim Kaller . Archivováno z originálu 6. května 2012.
6. ↑ Eggen O. J. Vesmírné vektory rychlosti pro 3483 hvězd se správným pohybem a radiální rychlostí  // Royal Observatory Bulletin - 1962. - Vol . 51. - S. 79.
7. ↑ Boyarchuk ME Studium atmosfér hvězd typu F. II - 1960. - T. 26. - S. 287.
8. ↑ Slettebak A. Spektra a rotační rychlosti jasných hvězd Draperových typů A3-G0  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 1955. - Vol. 121.—S. 653–669. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 – doi:10.1086/146031
9. ↑ 1 2 3 Erspamer D., North P. Automatizované spektroskopické abundance hvězd typu A a F pomocí echelle spektrografů II. Hojnost 140 hvězd AF z ELODIE a CORALIE  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2003. - Vol. 398. - S. 1121-1135. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20021711 - arXiv:astro-ph/0210065
10. ↑ Schröder C., Reiners A., Schmitt J. H. M. M. Emise Ca II HK v rychle rotujících hvězdách  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2009. - Vol. 493, Iss. 3. - S. 1099-1107. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 – doi:10.1051/0004-6361:200810377
11. ↑ 1 2 Allen, Richard Hinckley Hvězdná jména. Jejich tradice a význam. (Delphinus, delfín, ).  (anglicky) .