53 Vodnář

53 Aquarii (53 Aquarii , zkráceně 53 Aqr ) je dvojitá hvězda [16] v souhvězdí Vodnáře , ležící v pošmourné oblasti jihozápadního Vodnáře východně od Deneb Algedi a Nashira v severovýchodním Kozorohu . 53 Vodnář má zdánlivou velikost +5,56 m [2] a podle Bortleovy stupnice je viditelný pouhým okem i na jasné předměstské obloze . 

Z měření paralaxy získaných během mise Hipparcos [1] je známo, že hvězda je asi 66  ly daleko . let ( 20,2  ks ) od Země . Hvězda je pozorována jižně od 74 ° severní šířky. sh. , tedy viditelný jižně od asi. Rastorgueva , jižně od asi. Stolbovoy ( Novosibirské ostrovy ) a jižně od asi. Banks ( kanadské arktické souostroví ), to znamená, že je vidět téměř na celém území obydlené Země, s výjimkou polárních oblastí Arktidy . Nejlepší dobou pro pozorování je srpen [17] .

Střední prostorová rychlost 53 Vodnářů má složky (U, V, W)=(-17,6, −4,73, −10,7) [18] , což znamená U= −17,6 km/s (vzdálenost od galaktického středu ), V = −4,73 km/s (pohyb proti směru galaktické rotace) a W= −10,7 km/s (pohyb směrem ke galaktickému jižnímu pólu ).

53 Vodnář se vůči Slunci pohybuje poměrně pomalu : jeho radiální heliocentrická rychlost je −6  km/s [17] , což je 60 % rychlosti místních hvězd galaktického disku a také znamená, že se hvězda blíží ke Slunci . Na obloze se hvězda pohybuje na severovýchod [19] .

Jméno hvězdy

53 Aquarii ( latinizovaná varianta Lat.  53 Aquarii ) je Flamsteedovo označení [19] . Hvězda má také označení , které jí dal Gould  - 146 G. Aquarius (latinizovaná verze lat.  146 G. Aquarii ).

Označení komponent jako 53 Aquarius AB, BC a CD vyplývá z konvence používané Washingtonským katalogem dvou hvězd (WDS) pro hvězdné systémy a přijaté Mezinárodní astronomickou unií (IAU) [20] .

Vlastnosti vícenásobného systému

53 Aquarius A a 53 Aquarius B jsou dvojice " slunečních protějšků " (velmi podobné 18 Scorpio ), které jsou od sebe vzdáleny o úhlovou vzdálenost 14,88  ″ [7] , což odpovídá hlavní poloose oběžné dráhy mezi společníci, nejméně 231,35  a.u. a obě hvězdy se točí kolem společného barycentra téměř přesně mezi nimi.

Dráha má velmi velkou excentricitu , která se rovná 0,9 [7] . V procesu rotace kolem sebe se pak hvězdy k sobě přibližují na vzdálenost 23,1 AU. (tedy téměř na oběžnou dráhu Uranu , jehož hlavní poloosa je 19,23 AU ), pak se vzdálí na vzdálenost 439,6 AU. Sklon v systému není příliš velký a při pohledu ze Země činí 44,13° [7] . Periastronová epocha , tedy rok, kdy se hvězdy k sobě přibližují na minimální vzdálenost - 2023.

Pokud se podíváme ze strany 53 Vodnáře B na 53 Vodnáře A, uvidíme žlutou hvězdu, která září jasností −14,81 m , tedy jasností 6,72 měsíce při úplňku . (v průměru v závislosti na poloze hvězdy na její oběžné dráze). Navíc úhlová velikost hvězdy (v průměru) bude - ~ 0,0025 ° [b] , to znamená, že úhlová velikost hvězdy bude 0,5 % úhlové velikosti našeho Slunce . Vzhledem k tomu, že hvězdy jsou téměř totožné, uvidíme přesně stejný obrázek, pokud se podíváme ze směru 53 Vodnáře A na 53 Vodnáře B, plus/mínus několik procent. Přesnější parametry hvězd jsou uvedeny v tabulce:

	V periastronu ( 23,1 AU )				Na apoaster ( 439,6 AU )
	m	L	D° [b]	%	m	L	D° [b]	R⊙ _
A⇄B	-19,81	673,7	0,025	5,1 %	-13,41	1.9	0,001	0,27 %
m je zdánlivá hvězdná velikost ; L  je svítivost vyjádřená svítivostí Měsíce při úplňku ; D° je úhlový průměr hvězdy vyjádřený ve stupních (úhlový průměr Slunce je 0,5°); R ⊙  je průměr hvězdy vyjádřený jako procentoprůměru Slunce;

Hvězdný systém 53 Aquarii se svými charakteristikami shoduje s charakteristikami pohybující se skupiny Castorových hvězd , tedy hvězd, které mají společný pohyb ve vesmíru; je tedy kandidátkou tohoto sdružení. To také naznačuje, že systém je velmi mladý; jeho odhadované stáří se pohybuje v rozmezí 180–370 milionů  let [5] , na základě spektra , respektive jasu rentgenového záření [5] .

Vlastnosti komponenty A

53 Vodnář A je trpasličí hvězda spektrálního typu G1V [9] [c] , což také naznačuje, že vodík v jádru hvězdy slouží jako jaderné „palivo“, tedy hvězda je na hlavní posloupnosti .

Hmotnost hvězdy je téměř sluneční a rovná se 1,01  M ⊙ [10] . Hvězda vyzařuje energii ze své vnější atmosféry o efektivní teplotě asi 5922  K [8] , což jí dává charakteristickou žlutou barvu [21] . Jeho svítivost je o 39 % vyšší než sluneční a rovná se 1,39  L ⊙ [11] .

Vzhledem k malé vzdálenosti od hvězdy lze její poloměr měřit přímo a první takový pokus byl proveden v roce 1967. Údaje o tomto měření jsou uvedeny v tabulce:

Jeho poloměr se v současnosti odhaduje na 1,11  R ⊙ [11] . Hvězda má povrchovou gravitaci 4,46 ± 0,03  CGS [8] nebo 288 m/s 2 , to znamená, že je to 105 % sluneční hodnoty ( 274,0 m/s 2 ).

Hvězdy nesoucí planetu mívají vyšší metalicitu než Slunce, nicméně 53 Vodnář A má hodnotu metalicity −0,10 [8] , tj. 80 % sluneční hodnoty, což naznačuje, že hvězda „přišla“ z jiných oblastí Galaxie , kde nebylo příliš mnoho kovů a zrodily se v molekulárním oblaku kvůli méně husté hvězdné populaci a menšímu počtu supernov . Ale hvězda nemá žádné známé planety, i když je známo, že v binárních systémech, jako je 16 Cygnus , která se také skládá ze dvou hvězd slunečního typu, existuje planeta.

53 Vodnář A se otáčí rychlostí alespoň 4krát vyšší než rychlost Slunce a rovná se 8,0 km/s [12] , což dává hvězdě dobu rotace alespoň 7,2  dne . Pokud je však rovník hvězdy nakloněn ve stejném úhlu jako oběžná dráha (44° stupňů) (což je možné, ale nepravděpodobné), pak se doba rotace zkrátí na 4 dny. Tato rychlá rotace způsobuje, že hvězdy jsou magneticky aktivnější než Slunce.

Studie primární části pomocí Spitzerova vesmírného dalekohledu nezjistila žádné nadměrné infračervené záření , které by jinak mohlo naznačovat zbytkový disk [11] .

Vlastnosti komponenty B

53 Vodnář B je trpaslík spektrálního typu G5VFe-0,8 CH-1 [9] [d] , což naznačuje, že hvězda je chemicky zvláštní žlutý trpaslík , který má ve svém spektru nedostatek molekul železa a CH . To také naznačuje, že vodík v jádru hvězdy slouží jako jaderné „palivo“, to znamená, že hvězda je na hlavní posloupnosti . Hvězda vyzařuje energii ze své vnější atmosféry o efektivní teplotě asi 5811 K [8] , což jí dává charakteristickou žlutou barvu hvězdy spektrálního typu G [21] . Hmotnost hvězdy je skromnější než hmotnost jejího souseda a je 0,99  M ⊙ [10] .

Vzhledem k malé vzdálenosti od hvězdy lze její poloměr měřit přímo a první takový pokus byl proveden v roce 1967. Údaje o tomto měření jsou uvedeny v tabulce:

Poloměr hvězdy, změřený v roce 1967, je pro hvězdu jejího spektrálního typu zcela normální. Svítivost hvězdy není přímo odhadnuta, ale měla by se rovnat sluneční , plus/mínus 5-10%.

53 Vodnář B rotuje rychlostí téměř stejnou jako jeho souputník a rovná se 9,0 km/s [12] , což dává hvězdě dobu rotace nejméně 5,7  dne . Metalicita hvězdy je ještě menší než u jejího společníka a rovná se –0,19 [8] , tedy 65 % sluneční hodnoty.

Studium spektra hvězdy 53 Aquarius B ukázalo [25] , že hvězda je vlastně dvojhvězda, protože podle spektroskopických studií se vedle hvězdy nachází satelit, který rotuje s periodou 257,31 dne a excentricitou. rovná 0,626, to znamená, že hvězda (která je pravděpodobněji celkově buď červeným trpaslíkem nebo subhvězdným společníkem nebo velmi velkou planetou) se nachází ve vzdálenosti 0,789 AU. . V procesu rotace kolem sebe se pak hvězdy k sobě přibližují na vzdálenost 0,295 AU. (tj. blíže ke hvězdě než je orbita Merkuru , jehož hlavní poloosa je 0,39 AU ), pak jsou vzdáleny o vzdálenost 1,28 AU.

Historie studia mnohosti hvězd

V 19. století D. Herschel a J. South objevili dualitu 53 Vodnáře, to znamená, že objevili AB složku a hvězdy byly zařazeny do katalogů jako SHJ 345 [e] . Když byly v roce 1800 od sebe hvězdy 13 sekund, Charles  Piazzi Smith a George Frederick Chambersnazval je „bledě bílými“ a napsal o nich: „elegantní dvojitá hvězda. Je to úžasný objekt." Jejich orbitální pohyb je nyní přivedl za něco málo přes sekundu [26] . V roce 1901 americký astronom Sherburn Burnham objevil kvadruplečnost 53 Aquarius, to znamená, že objevil složky BC a CD a hvězdy byly zařazeny do katalogů jako BU 1307 [f] .

Parametry těchto komponent jsou uvedeny v tabulce podle Washingtonova katalogu vizuálních binárních souborů [27] [28] [29] :

Shrneme-li všechny informace o hvězdě, můžeme říci, že hvězda 53 Aquarius má alespoň jeden satelit:

• složka AB, hvězda 6. magnitudy umístěná v úhlové vzdálenosti 1,40  úhlových sekund a předpokládá se, že je na eliptické dráze;
• komponenta BC, dvojhvězda 12. magnitudy (CD komponenty) umístěná v úhlové vzdálenosti 63,6 úhlových sekund, má katalogové číslo UCAC2 25674796 [30] . Hvězda nemá paralaxu, ale soudě podle jejího vlastního pohybu se hvězda pohybuje opačným směrem, a proto není zahrnuta do systému 53 Aquarius.

Bezprostřední okolí hvězdy

Následující hvězdné systémy jsou do 20 světelných let [31] od hvězdy 53 Aquarius (zahrnuty jsou pouze nejbližší hvězdy, nejjasnější (<6,5 m ) a pozoruhodné hvězdy). Jejich spektrální typy jsou znázorněny na pozadí barev těchto tříd (tyto barvy jsou převzaty z názvů spektrálních typů a neodpovídají pozorovaným barvám hvězd):

V blízkosti hvězdy, ve vzdálenosti 20 světelných let, se nachází asi 15 dalších červených , oranžových trpaslíků a žlutých trpaslíků spektrální třídy G, K a M a také 1 bílý trpaslík , kteří nebyli zahrnuti do seznamu.

Poznámky

1. ↑ Vzdálenost vypočtená z dané hodnoty paralaxy
2. ↑ 1 2 3 Úhlový průměr (δ) se vypočítá pomocí vzorce: , kde R S je poloměr hvězdy, vyjádřený v AU; d S je vzdálenost ke hvězdě, vyjádřená v AU.
3. ↑ Ve 20. století byla hvězda klasifikována jako trpaslík G3V [ 18]
4. ↑ Ve 20. století byla hvězda klasifikována jako trpaslík G3V [23]
5. ↑ SHJ - odkaz na katalog James South - John Herschel , 345 - číslo záznamu v jejich katalogu
6. ↑ BU - odkaz na katalog S. Burnhama, 1307 - číslo záznamu v jeho katalogu

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (listopad 2007), Validace nové Hipparcosovy redukce , Astronomie a astrofyzika  (Angl.) V. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051-3071004 
2. ↑ 1 2 3 4 Nicolet, B. (1978), Fotoelektrický fotometrický katalog homogenních měření v UBV System, Astronomy and Astrophysics Supplement Series vol  . 34: 1–49 
3. ↑ 1 2 Nordström, B.; starosta, M.; Andersen, J. & Holmberg, J. (květen 2004), The Geneva-Copenhagen survey of the Solar sousedství. Stáří, metalicita a kinematické vlastnosti ˜14 000 F a G trpaslíků , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) T. 418: 989–1019 , DOI 10.1051/0004-6361:20035959 
4. ↑ 1 2 * 53 Aqr -- Spektroskopická dvojhvězda  (anglicky) . Databáze astronomických objektů Center de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD. Staženo 7. dubna 2020. Archivováno z originálu 7. dubna 2020.
5. ↑ 1 2 3 Maldonado, J.; Martinez-Arnáiz, R.M.; Eiroa, C. & Montes, D. (říjen 2010), Spektroskopická studie blízkých hvězd pozdního typu, možných členů hvězdných kinematických skupin , Astronomy and Astrophysics T. 521: A12 , DOI 10.1051/0004-6361/20481014 
6. ↑ Hnědá, AGA; a kol. (srpen 2018), Gaia Data Release 2: Souhrn obsahu a vlastností průzkumu , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) V. 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na VezieR 
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Šestý katalog drah vizuálních  dvojhvězd . Námořní observatoř Spojených států . Získáno 3. června 2017. Archivováno z originálu 1. srpna 2017.
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Pasquini, L.; Liu, Q. & Pallavicini, R. (červenec 1994), Lithium abundances of blízkých slunečních hvězd, Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 287 (1): 191–205 
9. ↑ 1 2 3 4 Šedá, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF & McFadden, MT (červenec 2006), Projekt Příspěvky k blízkým hvězdám (NStars): Spektroskopie hvězd starších než M0 do 40 parseků: The Northern Sample I , The Astronomical Journal  (Eng.) sv. 132 (1) : 161–170 , DOI 10.1086/504637 
10. ↑ 1 2 3 4 Cvetkovic, Z.; Ninkovic, S. On the Component Masss of Visual Binaries  (anglicky)  // Serbian Astronomical Journal : deník. - 2010. - Sv. 180 . - S. 71-80 . - doi : 10.2298/SAJ1080071C . - .
11. ↑ 1 2 3 4 5 Plavchan, Peter; Werner, M. W.; Chen, CH & Stapelfeldt, KR (červen 2009), Nové disky trosek kolem mladých hvězd s nízkou hmotností objevené Spitzerovým vesmírným dalekohledem , The Astrophysical Journal vol  . 698 (2): 1068–1094 , DOI 10.1088/ 0004- 698/2/1068 
12. ↑ 1 2 3 4 Torres, CAO; Quast, G. R.; da Silva, L. & de La Reza, R. (prosinec 2006), Hledání asociací obsahujících mladé hvězdy (SACY). I. Vzorová a vyhledávací metoda , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) V. 460 (3): 695–708 , DOI 10.1051/0004-6361:20065602 
13. ↑ *53 Aqr A -- Hvězda s vysokým vlastním pohybem  . Databáze astronomických objektů Center de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD. Staženo 7. dubna 2020. Archivováno z originálu 7. dubna 2020.
14. ↑ *53 Aqr B -- Hvězda s vysokým vlastním pohybem  . Databáze astronomických objektů Center de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD. Staženo 7. dubna 2020. Archivováno z originálu 7. dubna 2020.
15. ↑ Martínez-Arnáiz R., Maldonado J., Montes D. , Eiroa C., Montesinos B. Chromosférická aktivita a rotace hvězd FGK ve slunečním okolí  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2010. - Vol. 520.—S. 79—79. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/200913725 - arXiv:1002.4391
16. ↑ Eggleton, P.P.; Tokovinin, AA Katalog mnohosti mezi jasnými hvězdnými systémy  (anglicky)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. — Oxford University Press , 2008. — Září ( roč. 389 , č. 2 ). - S. 869-879 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x . - . - arXiv : 0806.2878 .
17. ↑ 12 H.R. 8545 . Katalog jasných hvězd . Staženo 7. dubna 2020. Archivováno z originálu 7. dubna 2020. (Ruština)
18. ↑ 1 2 53  Vodnáři . Internetová hvězdná databáze .
19. ↑ 1 2 53  Vodnáři . Průvodce vesmírem . Archivováno z originálu 7. dubna 2020.
20. ↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; a kol. (2010), Konvence pojmenování používané pro více hvězdných systémů a extrasolárních planet, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
21. ↑ 1 2 The Colour of Stars , Commonwealth Scientific and Industrial Research Organization , 21. prosince 2004 , < http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html > . Získáno 16. ledna 2012. Archivováno 3. prosince 2013 na Wayback Machine 
22. ↑ Záznam v katalogu CADARS: recno=  10322 . Katalog hvězdných průměrů (CADARS) .
23. ↑ H.R. 8544 . Katalog jasných hvězd . Staženo 7. dubna 2020. Archivováno z originálu 7. dubna 2020. (Ruština)
24. ↑ Záznam v katalogu CADARS: recno=  10321 . Katalog hvězdných průměrů (CADARS) .
25. ↑ Základní údaje (System:3509  ) . D.Pourbaix .
26. ↑ 53 AQR (53 Vodnáři  ) . Jim Kaller, hvězdy . Získáno 7. dubna 2020. Archivováno z originálu dne 19. září 2020.
27. ↑ SHJ 345: Záznam katalogu Washington Double Star Catalog  . Získáno 7. dubna 2020. Archivováno z originálu dne 6. března 2016.
28. ↑ Tokovinin, A. & Cantarutti, R. (únor 2008), First Speckle Interferometrie at SOAR Telescope with Electron-Multiplication CCD , Publications of the Astronomical Society of the Pacific vol  . 120 (864): 170–177 . DOI 10.108 
29. ↑ 53  Vodnáři . Alcyone Bright Star Katalog . Získáno 7. dubna 2020. Archivováno z originálu dne 23. ledna 2013.
30. ↑ UCAC2 25674796 -- Dvojitá nebo vícenásobná  hvězda . Databáze astronomických objektů Center de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD. Staženo 7. dubna 2020. Archivováno z originálu 7. dubna 2020.
31. ↑ Hvězdy do 20 světelných let od 53 Aquarii:  (anglicky) . Internetová hvězdná databáze .

Odkazy

• Obrázek 53  Vodnář