Эта Возничего

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Звезда
Эта Возничего; η Возничего
Auriga constellation map ru lite.png
StarArrowUR.svg
Место звезды в созвездии указано стрелкой
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 05ч 06м 30,89с[1]
Склонение +41° 14′ 4,11″[1]
Расстояние 370 ± 40 св. лет (110 ± 10 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) 3.18[2]
Созвездие Возничий
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +7,3[2] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +31,45[1] mas в год
 • склонение –67,87[1] mas в год
Параллакс (π) 13.40 ± 0.20[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) −1.18[3]
Спектральные характеристики
Спектральный класс B3V[4]
Показатель цвета
 • B−V –0.18[5]
 • U−B –0.66[5]
Переменность возможно β Cep(?)[6][7]
Физические характеристики
Масса 5,4 ± 0,3[8] M
Радиус 3,25 ± 0,18[9] R
Возраст 22–55[8] лет
Температура 17,201 ± 173[9] K
Светимость 955[8] L
Вращение 95[10]
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Источники: [11]
Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

Эта Возничего (η Возничего, Eta Aurigae, η Aurigae, сокращ. Eta Aur, η Aur) — звезда в северном созвездии Возничего. Звезда имеет видимую звёздную величину 3.18m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооруженным глазом даже на внутригородском небе (англ. Inner-city sky).

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 243 св. лет (75 пк) от Солнца. Звезда наблюдается севернее 49° ю.ш., т.е. практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением приполярных областей Антарктиды, а также самых южных областей Чили и Аргентины. Лучшее время наблюдения — декабрь[6]. Само движение Эта Возничего показывает, что звезда движется с небольшой скоростью относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость — +7 км/с[6], что составляет 70% от скорости, местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца.

Имя звезды[править | править код]

Эта Возничего — (латинизированный вариант лат. Eta Aurigae) является обозначением Байера. У звезды также есть обозначение данное Флемстидом — 10 Возничего, лат. 10 Aurigae.

Наряду с Дзета Возничего звезда представляет одного из козлят «козочки» — Капеллы — от которого звезда получила свое латинское традиционное имя Хедус II (лат. Haedus II) или Хаедус II (лат. Hoedus II) от латинского лат. haedus — «дитя» (соответственно Дзета Возничего называется Хедус I (лат. Haedus I)).

У звезды также было менее распространенное традиционное имя «Махасим» (Mahasim), от арабского المِعْصَم al-miʽşam «запястье» (Возничего), которое она делило с Тета Возничего.

В китайской астрономии (англ.), звезда относится к созвездию 參旗 (Sān Qí) « Сеть» (англ.) и входит в астеризм, 參旗六 (Zhāng Xiù yī) что означает «Столпы» (англ. Pillars), состоящему из Эпсилон Возничего, Дзета Возничего, Эта Возничего, Ипсилон Возничего, Ню Возничего, Тау Возничего, Хи Возничего, 26 Возничего[12]. Следовательно, сама Эта Возничего, известна как — 柱三 (Zhǔ sān — «Третья Звезда Столпов» (англ. the Third Star of Pillars)[13][14].

В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу при МАС по звёздным именам (WGSN)[15] для каталогизации и стандартизации имен собственных звёзд. WGSN утвердил название Хедус («Haedus») для этой звезды и Саклатени («Saclateni») для Дзета Возничего. 30 июня 2017 года, и теперь оно включено в Список утвержденных МАС звёздных имен[16].

Свойства звезды[править | править код]

С 1943 года спектр Эта Возничего служит одной из устойчивых опорных точек, по которым классифицируются другие звезды[4].

Эта Возничего, хотя и классифицируется, как карлик, является более крупной звездой, чем Солнце: её масса более чем в пять[8] раз больше массы Солнца (5,4 ± 0,3 [8]) и более чем в три раза больше радиуса Солнца (3,25 ± 0,18 [9]). Спектральный класс Эта Возничего — B3V[4] и учитывая, что звезда излучает значительную часть света в ультрафиолетовом диапазоне, можно отметить, что звезда значительно ярче нашего Солнца (955 [8]). Также это 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 17 201 К[9], что придаёт ей бело-голубой оттенок звёзды главной последовательности спектрального класса B и делает её мощным источником ультрафиолетового излучения[b].

Вращаясь с экваториальной скоростью 95 км/с[10] (т.е. со скоростью практически в 47 раз больше солнечной), этой звезде требуется порядка 1,8 дня [17], чтобы совершить полный оборот. Эта Возничего имеет возраст 39 млн. лет[8], т.е. звезда находится в середине жизни на главной последовательности. Затем она будет расширяться и увеличивать свою яркость в сотни раз, пока не начнет синтезировать свои запасы гелия в углерод и кислород, после чего станет настоящим гигантом[17]. Звезда имеет поверхностную гравитацию 4,13 СГС[9] или 134,9 м/с2, т.е. в два раза меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2), что объясняется большим радиусом звезды. Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 30,5 а.е. (т.е. туда, где в Солнечной системе находится Нептун, чей радиус орбиты равен 30,1 а.е.). Причём, с такого расстояния Эта Возничего выглядела бы почти в 10 раз меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 0,06° (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°)[c].

Есть неподтвержденные данные о спектральных изменениях с 24-дневным периодом, при котором яркость Эты Возничего меняется от 3.16m до 3.19m[18]. Если спектральные изменения действительно существуют, то вероятно, они происходят из звездной атмосферы. Тип переменной неизвестен[18], но возможно, что звезда является переменной типа β Цефея[6][7]. Также у Эта Возничего обнаружено чрезвычайно слабое магнитное поле, которое всего в пару раз больше, чем у Земли (магнитное поле Земли равно 0,5 Гаусс). Эта Возничего, как считается, является частью обширного рассеянного звёздного скопления Плеяды, ассоциации горячих звёзд класса O и B, чья расширяющаяся группа простирается на 100° по небу от Тельца до Ориона, члены которой родились более или менее в одно и то же время, и теперь распадается навсегда[7][17].

Примечания[править | править код]

Комментарии[править | править код]

  1. Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. Из закона смещения Вина, энергия излучения абсолютно чёрного тела максимальна при данной температуре на длине волны λb = (2,898⋅106 нм•К)/(17 201 К) ≈ 173 нм, которая лежит в дальней ультрафиолетовой части электромагнитного спектра
  3. Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
    , где DS — диаметр звезды, выраженный в а.е.; dCZ — расстояние до зоны обитаемости

Источники[править | править код]

  1. 1 2 3 4 5  (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  (англ.)Wielen, R.; Schwan, H.; Dettbarn, C. & Lenhardt, H. (1999), Sixth Catalogue of Fundamental Stars (FK6). Part I. Basic fundamental stars with direct solutions, Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg 
  3.  (англ.) Anderson, E. & Francis, Ch. (2012), XHIP: An extended hipparcos compilation, Astronomy Letters Т. 38 (5): 331, DOI 10.1134/S1063773712050015 
  4. 1 2 3  (англ.)Garrison, R. F. (December 1993), Anchor Points for the MK System of Spectral Classification, Bulletin of the American Astronomical Society Т. 25: 1319, <http://www.astro.utoronto.ca/~garrison/mkstds.html>. Проверено 4 февраля 2012. 
  5. 1 2  (англ.) Crawford, D. L.; Barnes, J. V. & Golson, J. C. (1971), Four-color, H-beta, and UBV photometry for bright B-type stars in the northern hemisphere, The Astronomical Journal Т. 76: 1058, DOI 10.1086/111220 
  6. 1 2 3 4 HR 1641 (недоступная ссылка — история ). Каталог ярких звезд.
  7. 1 2 3 h Aurigae (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue.
  8. 1 2 3 4 5 6 7  (англ.) Lyubimkov, Leonid S.; Rachkovskaya, Tamara M.; Rostopchin, Sergey I. & Lambert, David L. (June 2002), Surface abundances of light elements for a large sample of early B-type stars - II. Basic parameters of 107 stars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Т. 333 (1): 9–26, DOI 10.1046/j.1365-8711.2002.05341.x 
  9. 1 2 3 4 5  (англ.) Fitzpatrick, E. L. & Massa, D. (March 2005), Determining the Physical Properties of the B Stars. II. Calibration of Synthetic Photometry, The Astronomical Journal Т. 129 (3): 1642–1662, DOI 10.1086/427855 
  10. 1 2  (англ.) Abt, Helmut A.; Levato, Hugo & Grosso, Monica (July 2002), Rotational Velocities of B Stars, The Astrophysical Journal Т. 573 (1): 359–365, DOI 10.1086/340590 
  11.  (англ.) * eta Aur -- High proper-motion Star, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=eta+Aur>. Проверено 27 января 2019. 
  12.  (кит.) 中國星座神話, written by 陳久金. Published by 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7
  13.  (кит.) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日
  14.  (кит.) 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表 (недоступная ссылка). Дата обращения 7 мая 2019. Архивировано 29 января 2011 года., Hong Kong Space Museum. Accessed on line November 23, 2010.
  15. IAU Working Group on Star Names (WGSN) (англ.). Дата обращения 22 мая 2016.
  16. Naming Stars. IAU.org. Дата обращения 16 декабря 2017.
  17. 1 2 3  (англ.) HAEDUS II (Eta Aurigae) Stars, Jim Kaler. Accessed on line September 23, 2008.
  18. 1 2 NSV 1822 (англ.). ГАИШ.

Ссылки[править | править код]

Координаты: Sky map 05ч 06м 30.89337с, +41° 14′ 04.1127″