Tento vozataj

Tato Auriga (η Auriga, Eta Aurigae, η Aurigae , zkráceně Eta Aur, η Aur ) je hvězda v severním souhvězdí Auriga . Hvězda má zdánlivou velikost 3,18 m [2] a podle Bortlovy stupnice je viditelná pouhým okem i na obloze v centru města . 

Z měření paralaxy provedených během mise Hipparcos je známo, že hvězda je asi 243  ly daleko . let ( 75  ks ) od Slunce . Hvězda je pozorována severně od 49° jižní šířky. , tj. prakticky na celém území obydlené Země , s výjimkou subpolárních oblastí Antarktidy a také nejjižnějších oblastí Chile a Argentiny . Nejlepší doba pozorování je prosinec [6] . Samotný pohyb Eta Aurigae ukazuje, že se hvězda pohybuje vzhledem ke Slunci nízkou rychlostí : její radiální heliocentrická rychlost je +7  km/s [6] , což je 70 % rychlosti místních hvězd galaktického disku. a také to znamená, že se hvězda vzdaluje od Slunce. _

Jméno hvězdy

Eta Aurigae - ( lat . verze lat.  Eta Aurigae ) je Bayerovo označení . Hvězda má také označení dané Flamsteedem - 10 Auriga, lat.  10 Aurigae .

Spolu se Zeta Aurigae představuje hvězda jedno z "kozích kůzlat" - Capella - od kterého hvězda dostala svůj latinský tradiční název Hedus II ( lat.  Haedus II ) nebo Haedus II ( lat.  Hoedus II ) z latinského lat.  haedus - "dítě" (respektive Zeta Aurigae se nazývá Hedus I ( lat.  Haedus I )).

Hvězda měla také méně běžné tradiční jméno „Mahasim“, z arabštiny المِعْصَم al-miʽşam „zápěstí“ (Charioteer), které sdílela s Theta Charioteer .

V čínské astronomii, hvězda patří do souhvězdí參旗( Sān Qí ) "Síť" a je zahrnuto v asterismu參旗六( Zhāng Xiù yī ), což znamená „Sloupy“ ( angl.  Pillars ), skládající se z Epsilon Aurigae , Zeta Aurigae , Eta Aurigae, Upsilon Aurigae , Nu Aurigae , Tau Aurigae2,6 [12] . Proto je Eta Charioteer sama známá jako -柱三( Zhǔ sān - „ Třetí hvězda pilířů “ [13] [14] . 

V roce 2016 zorganizovala Mezinárodní astronomická unie IAU Working Group on Star Names (WGSN) [15] za účelem katalogizace a standardizace vlastních jmen hvězd . WGSN schválila jméno Hedus ("Haedus") pro tuto hvězdu a Saclateni ("Saclateni") pro Zeta Aurigae . 30. června 2017 a nyní je zařazena do Seznamu hvězdných jmen schválených IAU [16] .

Vlastnosti hvězdy

Od roku 1943 slouží spektrum Eta Aurigae jako jeden ze stabilních referenčních bodů, podle kterých jsou klasifikovány ostatní hvězdy [4] .

Tato Auriga, ačkoli je klasifikována jako trpaslík , je větší hvězda než Slunce: její hmotnost je více než pět [8] krát větší než Slunce ( 5,4 ± 0,3  [8] ) a více než trojnásobek poloměru Slunce ( 3,25 ± 0,18  [9] ). Spektrální typ Eta Aurigae je B3V [4] a vzhledem k tomu, že hvězda vyzařuje značnou část světla v ultrafialové oblasti , lze poznamenat, že hvězda je mnohem jasnější než naše Slunce ( 955  [8] ). 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 17 201  K [9] , což jí dává modrobílý nádech hvězdy hlavní posloupnosti spektrální třídy B a dělá z ní silný zdroj ultrafialového záření [b] .

Otáčí se rovníkovou rychlostí 95  km/s [10] (tj. rychlostí téměř 47krát vyšší než je rychlost Slunce) a trvá této hvězdě asi 1,8  dne [17] , než udělá úplnou revoluci. Tato Auriga má stáří 39  milionů let [8] , t.j. hvězda je uprostřed života v hlavní sekvenci . Poté se roztáhne a stokrát zvýší svou jasnost, dokud nezačne fúzovat své zásoby helia na uhlík a kyslík , načež se z něj stane skutečný obr [17] . Hvězda má povrchovou gravitaci 4,13  CGS [9] neboli 134,9 m/s 2 , tzn. dvakrát méně než na Slunci ( 274,0 m/s 2 ), což se vysvětluje velkým poloměrem hvězdy. Aby planeta podobná naší Zemi dostávala přibližně stejné množství energie, jako dostává od Slunce, musela by být umístěna ve vzdálenosti 30,5  AU. (tj. kde se Neptun nachází ve sluneční soustavě , jejíž oběžný poloměr je 30,1  AU ). Navíc z takové vzdálenosti by tento Charioteer vypadal téměř 10krát menší než naše Slunce , jak ho vidíme ze Země - 0,06° ( úhlový průměr našeho Slunce je 0,5°) [c] .

Existují nepotvrzená data o spektrálních změnách s 24denní periodou, ve které se jasnost Eta Aurigae mění z 3,16 m na 3,19 m [18] . Pokud spektrální změny skutečně existují, pak pravděpodobně pocházejí z hvězdné atmosféry . Typ proměnné není znám [18] , ale je možné, že hvězda je proměnná typu β Cephei [6] [7] . Eta Aurigae má také extrémně slabé magnetické pole, které je jen párkrát větší než pole Země ( magnetické pole Země je 0,5  Gauss ). Tato Auriga je považována za součást rozsáhlé otevřené hvězdokupy Plejády , sdružení horkých hvězd třídy O a B, jejichž rozpínající se skupina pokrývá 100° po obloze od Býka po Orion , jejíž členové se narodili víceméně ve stejnou dobu a nyní se navždy rozpadá [7] [17] .

Poznámky

Komentáře

1. ↑ Vzdálenost vypočtená z dané hodnoty paralaxy
2. ↑ Z Wienova zákona o posunutí je energie záření absolutně černého tělesa maximální při dané teplotě při vlnové délce λ b \u003d (2,898⋅10 6 nm•K) / (17 201 K) ≈ 173 nm , která leží v vzdálená ultrafialová část elektromagnetického spektra
3. ↑ Úhlový průměr (δ) se vypočítá pomocí vzorce: , kde D S je průměr hvězdy, vyjádřený v AU. ; d CZ je vzdálenost k obyvatelné zóně

Zdroje

1. ↑ 1 2 3 4 5 van Leeuwen, F. ( listopad 2007 ), Validace nové Hipparcosovy redukce , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-607831:20   
2. ↑ 1 2 3 Wielen , R.; Schwan, H.; Dettbarn, C. & Lenhardt, H. ( 1999 ), Sixth Catalog of Fundamental Stars (FK6). Část I. Základní fundamentální hvězdy s přímým řešením , Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg  
3. ↑ Anderson , E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: An rozšířená kompilace hipparcos , Astronomy Letters vol . 38(5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015   
4. ↑ 1 2 3 (Angl.) Garrison, RF ( prosinec 1993 ), Kotevní body pro MK systém spektrální klasifikace , Bulletin Americké astronomické společnosti svazek 25:1319 , < http://www.astro.utoronto.ca /~garrison/mkstds.html > . Staženo 4. února 2012.  
5. ↑ 1 2 (angl.) Crawford, DL; Barnes, JV & Golson, JC ( 1971 ), Čtyřbarevná, H-beta a UBV fotometrie pro jasné hvězdy typu B na severní polokouli , The Astronomical Journal Vol . 76: 1058 , DOI 10.1086/111220   
6. ↑ 1 2 3 4 HR 1641 (nepřístupný odkaz - historie ) . Katalog jasných hvězd . (Ruština) 
7. ↑ 1 2 3 h Aurigae  (anglicky)  (odkaz není k dispozici) . Alcyone Bright Star Katalog . Získáno 7. května 2019. Archivováno z originálu 11. června 2011.
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 (anglicky)    
9. ↑ 1 2 3 4 5 Fitzpatrick, EL & Massa, D. ( březen 2005 ), Stanovení fyzikálních vlastností hvězd B. II. Calibration of Synthetic Photometry , The Astronomical Journal vol . 129 (3): 1642–1662 , DOI 10.1086/427855   
10. ↑ 1 2 Abt , Helmut A.; Levato, Hugo & Grosso, Monica ( červenec 2002 ), Rotational Velocities of B Stars , The Astrophysical Journal vol. 573 (1): 359–365 , DOI 10.1086/340590   
11. ↑ *eta Aur -- Hvězda s vysokým vlastním pohybem , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=eta+Aur > . Staženo 27. ledna 2019.   
12. ↑ (čínsky)中國星座神話, napsal 陳久金. Vydalo 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 
13. ↑ (čínština) AEEA (výstavní a vzdělávací aktivity v astronomii) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日 
14. ↑ (čínsky)香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表(nedostupný odkaz) . Získáno 7. května 2019. Archivováno z originálu dne 29. ledna 2011. , Hong Kong Space Museum. Zpřístupněno na lince 23. listopadu 2010.   (neurčitý) 
15. ↑ Pracovní skupina IAU pro hvězdná jména (WGSN  ) . Staženo: 22. května 2016.
16. ↑ Pojmenování hvězd . IAU.org. Staženo: 16. prosince 2017. (neurčitý)
17. ↑ 1 2 3 (Angl.) HAEDUS ​​​​II (Eta Aurigae) Hvězdy , Jim Kaler. Zpřístupněno na řádku 23. září 2008. 
18. ↑ 12 NSV 1822. _ _ GAISH . 

Odkazy