Дзета Льва
| Дзета Льва | |
|---|---|
| Звезда | |
 | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
| Тип | Одиночная звезда |
| Прямое восхождение | 10ч 16м 41,42с[1] |
| Склонение | +23° 25′ 2,32″[1] |
| Расстояние | 274±4 св. года (84±1 пк) |
| Видимая звёздная величина (V) | 3.33[2] |
| Созвездие | Лев |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | −15,6[3] км/c |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | +18,39[1] mas в год |
| • склонение | −6,84[1] mas в год |
| Параллакс (π) | 11.90 ± 0.18[1] mas |
| Абсолютная звёздная величина (V) | −1.19[4] |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | F0III[5][6] |
| Показатель цвета | |
| • B−V | +0.30[2] |
| • U−B | +0.07[2] |
| Переменность | ожидает подтверждения |
| Физические характеристики | |
| Масса | 3[7] M⊙ |
| Радиус | 6[8] R⊙ |
| Температура | 6 792[8] K |
| Светимость | 85[8] L⊙ |
| Металличность | −0.03[9] |
| Вращение | 72.4 км/с[8] |
| Часть от | Движущаяся группа звёзд Большой Медведицы[11] |
Адхафера, Адхавера, Adhafera | |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
 Информация в Викиданных ? | |
Дзета Льва, (ζ Льва, Zeta Leonis, сокращ. Zeta Leo, ζ Leo), также имеющая собственное имя — Адхафера (англ. Adhafera)[12] — звезда в созвездии Льва. Звезда является второй (после Гаммы Льва) в лезвии «Серпа», астеризма, образованного из головы Льва[13]. Звезда наблюдается севернее 67° ю. ш. Лучшее время наблюдения — февраль[14].
Имя звезды
[править | править код]Дзета Льва (латинизированный вариант лат. Zeta Leonis) является обозначением Байера.
Звезда носит традиционное название Адхафера[15] (англ. Adhafera, Aldhafera, Adhafara), которое происходит от الضفيرة al-ðafīrah из арабского языка и означает «коса/завиток», ссылка на её положение в гриве льва. Однако, в другой работе[7] указывается, что имя «Адхафера» на самом деле относится к близлежащему созвездию Волосы Вероники, и был дан звезде Льва по ошибке, что часто встречается у тех, кто использовал звездные имена.
В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу при МАС по звездным именам (WGSN)[16] для каталогизации и стандартизации имен собственных звёзд. WGSN утвердила название Adhafera в своём первом бюллетене от июля 2016 года, и теперь оно включено в Список утвержденных МАС звёздных имен[15].
Свойства
[править | править код]Дзета Льва — гигант спектрального типа F0III. С 1943 года спектр этой звезды служит одной из устойчивых опорных точек, по которой классифицируются другие звезды[6]. Её видимая звёздная величина составляет +3,44m, что относительно немного для звезды, видимой невооруженным глазом. Тем не менее, она излучает в 85 больше энергии, чем Солнце[8]. Адхафера имеет в три раза большую массу, чем у Солнца[7] и радиус в шесть раз больше радиуса Солнца[8]. Вращаясь с экваториальной скоростью 72.4 километра в секунду (в 41 раз больше солнечной), этой звезде с тремя массами Солнца требуется менее шести дней, чтобы совершить полный оборот.
Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 274 св. лет (84 пк) от Солнца.
Двойственность
[править | править код]Дзета Льва образует визуально-двойную пару с оптическим спутником, который имеет видимую звёздную величину 5,90m. Эта звезда, известная как 35 Льва, отделена от Адхаферы на 325,9 угловых секунды при позиционном угле 340°[17][18]. Двойственность этой звезды открыл В. Я. Струве в 1836 год у. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[18]:
| Год | Позиционный угол | Угловое расстояние | Видимая звёздная величина 1 компонента | Видимая звёздная величина 2 компонента | Спектральный класс |
| 1836 | 343° | 314,4 | 3,44m | 5,9m | F0III |
| 1990 | 340° | 325,9 |
Однако эти две звезды не образуют двойную звездную систему, так как 35 Льва находится всего в 100 световых годах от Земли, и таким образом, расстояние между этими двумя звезды примерно 174 св. лет (53 пк) и звёзды просто лежат на прямой видимости, причем обе они движутся в разных направлениях[7]. Более слабая звезда — карликовый субгигант класса G (G1.5) имеет ту же температуру поверхности и цвет, что и Солнце. Она только начинает свою эволюцию в гигантскую звезду, она более массивна, чем Солнце и в 3,5 раза ярче[7].
Эволюция звезды
[править | править код]Гиганты класса F весьма редки, так как они совершают очень быстрый переход от стадии главной последовательности (где они когда-то «сжигали» сначала водород, а затем гелий в своих ядрах) до гигантского состояния (где они в конечном итоге «жуг» гелий и углеродом). Всего миллион лет назад Адхафера была карликом класса А (почти класса В). Теперь, с мертвым ядром, состоящим из гелия, она станет гигантской звездой класса K, оранжевого цвета, всего через миллион лет, а затем завершит свою эволюцию, потратив следующие 100 миллионов лет на расширение с 12 солнечных радиусов до красного гиганта класса M с радиусом, близким к радиусу орбиты Земли. В этот момент она запустит тройную гелиевую реакцию и на какое-то время звезда снова станет оранжевым гигантом. Затем у звезды возникнут сильнейшие пульсации, которые в результате дадут внешним слоям достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре такой туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, имеющий массу до 0,5—0,6 солнечных масс и диаметр порядка диаметра Земли[7].
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 3 4 5 (англ.) van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ 1 2 3 (англ.) Fernie, J. D. (May 1983), "New UBVRI photometry for 900 supergiants", Astrophysical Journal Supplement Series, 52: 7—22, Bibcode:1983ApJS...52....7F, doi:10.1086/190856
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ (англ.) Wielen, R.; et al. (1999), Sixth Catalogue of Fundamental Stars (FK6). Part I. Basic fundamental stars with direct solutions, Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg, Bibcode:1999VeARI..35....1W
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ (англ.) Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015.
{{citation}}: Проверьте значение даты:|year=(справка)CS1 maint: year (ссылка) - ↑ (англ.) Montes, D.; et al. (November 2001), "Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars" (PDF), Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 328 (1): 45—63, arXiv:astro-ph/0106537, Bibcode:2001MNRAS.328...45M, doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x, Архивировано из оригинала (PDF) 22 сентября 2017, Дата обращения: 1 января 2019
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка)Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка) Источник. Дата обращения: 1 января 2019. Архивировано из оригинала 22 сентября 2017 года. - ↑ 1 2 (англ.) Garrison, R. F. (December 1993), "Anchor Points for the MK System of Spectral Classification", Bulletin of the American Astronomical Society, 25: 1319, Bibcode:1993AAS...183.1710G, Архивировано из оригинала 25 июня 2019, Дата обращения: 4 февраля 2012
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) Источник. Дата обращения: 1 января 2019. Архивировано из оригинала 25 июня 2019 года. - ↑ 1 2 3 4 5 6 (англ.) Kaler, James B., "ADHAFERA (Zeta Leonis)", Stars, University of Illinois, Архивировано 4 ноября 2016, Дата обращения: 12 мая 2010 Источник. Дата обращения: 1 января 2019. Архивировано 4 ноября 2016 года.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 (англ.) Massarotti, Alessandro; et al. (January 2008), "Rotational and Radial Velocities for a Sample of 761 HIPPARCOS Giants and the Role of Binarity", The Astronomical Journal, 135 (1): 209—231, Bibcode:2008AJ....135..209M, doi:10.1088/0004-6256/135/1/209
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ (англ.) Gray, R. O.; Graham, P. W.; Hoyt, S. R. (April 2001), "The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. II. Basic Parameters of Program Stars and the Role of Microturbulence", The Astronomical Journal, 121 (4): 2159—2172, Bibcode:2001AJ....121.2159G, doi:10.1086/319957
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ (англ.) "zet Leo -- Variable Star", SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 2 апреля 2016, Дата обращения: 12 мая 2010 Источник. Дата обращения: 1 января 2019. Архивировано 2 апреля 2016 года.
- ↑ SIMBAD Astronomical Database
- ↑ (англ.) IAU Catalog of Star Names. Дата обращения: 28 июля 2016. Архивировано 7 июля 2018 года.
- ↑ (англ.) Proctor, Mary (July 1896), "Evenings with the Stars", Popular Astronomy, 4: 565
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ (рус.) HR 4031. Каталог ярких звезд. Дата обращения: 1 января 2019. Архивировано 2 января 2019 года.
- ↑ 1 2 (англ.) Naming Stars. IAU.org. Дата обращения: 16 декабря 2017. Архивировано 11 апреля 2020 года.
- ↑ (англ.) IAU Working Group on Star Names (WGSN). Дата обращения: 22 мая 2016. Архивировано 23 апреля 2020 года.
- ↑ (англ.) "CCDM (Catalog of Components of Double & Multiple stars (Dommanget+ 2002)", VizieR, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 11 августа 2020, Дата обращения: 12 мая 2010 Источник. Дата обращения: 1 января 2019. Архивировано 11 августа 2020 года.
- ↑ 1 2 (англ.) Adhafera, Alcyone Bright Star Catalogue, Архивировано 2 июля 2018, Дата обращения: 12 мая 2010 Источник. Дата обращения: 1 января 2019. Архивировано 2 июля 2018 года.
