Alhena
| Alhena | |
|---|---|
 | |
| Clasificare | Stea subgigantă albă |
| Clasa spectrală | A0 IV |
| Distanța de la Soare | 105 ± 8 până la |
| Constelaţie | Gemenii |
| Coordonatele | |
| (la momentul respectiv J2000 ) | |
| Ascensiunea dreaptă | 6 h 37 m 42.701 s |
| Declinaţie | + 16 ° 23 ′ 57,31 ″ |
| Lat. galactic | + 04,45 ° |
| Lung. galactic | 196,77 ° |
| Date fizice | |
| Raza medie | 5 R ⊙ |
| Masa | 2,8 M ⊙ |
| Perioada de rotație | 80 de zile |
| Viteza de rotație | 32 km / s |
| Temperatura superficial | 9 260 ± 310 K (medie) |
| Luminozitate | 160 L ⊙ |
| Indicele de culoare ( BV ) | 0,00 |
| Metalicitate | 100% din Soare |
| Date observaționale | |
| Aplicația Magnitude. | +1,9 |
| Magnitudine abs. | −0,61 |
| Parallax | 32,12 ± 2,33 miliarcosecunde |
| Motocicletă proprie | AR : -2,04 mase / an Dec : -66,92 mase / an |
| Viteza radială | −12,5 km / s |
| Nomenclaturi alternative | |
Coordonate : 
06 h 37 m 42.701 s , + 16 ° 23 ′ 57.31 ″
Alhena ( γ Gem / γ Geminorum / Gamma Geminorum ), numită și Almeisan , este a treia cea mai strălucitoare stea din constelația Gemenilor , după Pollux și Castor . Străluceste la magnitudine +1,9, ceea ce îl face să fie cea de-a patruzecea și cea mai strălucitoare stea din întregul cer . Numele Alhena derivă din arabul الهنعه Al Han'ah , care înseamnă semn de foc (pe gâtul cămilei), în timp ce numele alternativ Almeisan derivă din arabul المیسان Al Maisan , care înseamnă cel strălucitor . La 105 ani lumină distanță de Pământ , este o stea de 160 de ori mai strălucitoare decât Soarele.
Observare
Alhena este situat în partea de sud-vest a Gemenilor, la poalele Polluxului. De asemenea, este situat la nord de unul dintre cele mai cunoscute asterisme , cel al Triunghiului de iarnă . Având declinare + 16 °, adică fiind situat destul de aproape de ecuatorul ceresc , deși este o stea a emisferei nordice, este vizibil și în toate regiunile locuite din emisfera sudică . Devine circumpolar doar în regiunile nordice extreme ale emisferei nordice, dincolo de paralela 74, adică în cele mai nordice părți ale Rusiei , Canadei și Groenlandei .
Caracteristici fizice
Alhena este o subgiant stea de clasa spectrale A0. Temperatura sa de suprafață de 9.260 ± 310 K [1] îi conferă o culoare albă. De la distanță și amploarea aparentă este posibil să se calculeze strălucirea intrinsecă a acestei stele, care se dovedește a fi de 160 de ori mai mare decât a Soarelui , cu siguranță mai mare decât a stelelor din clasa spectrală A0 aparținând secvenței principale . De fapt, Alhena a rămas recent fără hidrogen în nucleul său și are în prezent un nucleu de heliu inert care se contractă încet. Prin urmare, a părăsit recent secvența principală și s-a angajat pe calea care o va conduce să devină un gigant roșu . Contracția miezului determină creșterea temperaturii sale: aceasta produce o creștere a luminozității stelei și extinderea și răcirea straturilor sale de suprafață.
Abundența metalelor Alhena este comparabilă cu cea a soarelui [2] , în timp ce viteza sa de rotație este de 32 km / s, ceea ce îi permite să se rotească pe sine în aproximativ 80 de zile. Expansiunea pe care o suferă steaua încetinește încet viteza de rotație datorită legii conservării impulsului unghiular .
Sistem
Alhena este de fapt o stea dublă , având-o pe cea principală însoțitoare. Aceasta a fost descoperită în 1905 [3] . Nu este posibil să se rezolve cele două componente cu un telescop, având în vedere distanța sistemului, cea dintre cele două componente și diferența lor mare de luminozitate. Au fost apoi utilizate metode spectroscopice , măsurând diferențele în viteza radială a celei principale. Cu toate acestea, la 13 ianuarie 1991 , asteroidul 381 Myrrha l-a ascuns pe Alhena și a fost posibil să se observe în mod direct secundarul pentru scurta perioadă de timp în care principalul era încă eclipsat de asteroid, în timp ce secundarul nu mai era eclipsat [4] .
Sistemul Alhena a făcut obiectul a numeroase investigații și există o cunoaștere destulă a caracteristicilor sale. Dificultățile studierii sistemului sunt determinate de combinația unei perioade orbitale destul de lungi cu o excentricitate foarte mare. Orbita secundară din jurul celei principale cu o perioadă de 4614,51 zile (puțin peste 12 ani și jumătate) și excentricitatea orbitei este de 0,8933 [5] . Distanța medie dintre cele două componente este de 8,5 unități astronomice , dar excentricitatea ridicată a orbitei le determină să se apropie de până la 1 UA până la periastro și să se îndepărteze până la aproximativ 18 UA către afastro .
Diferența de luminozitate între cele două componente ar trebui să fie de aproximativ 6 ± 0,5 magnitudini [6] , ceea ce înseamnă că acestea din urmă ar trebui să aibă o luminozitate de aproximativ 0,6 L ☉ . Acest lucru nu coincide complet cu masele estimate ale celor două componente: 2,8 M ☉ și 1,07 M ☉ [6] . De fapt, conform măsurării masei, secundara ar trebui să fie o stea similară Soarelui și să fie printre primele subclase din clasa spectrală G. Conform măsurării diferenței de luminozitate, secundara ar trebui să fie o stea care se clasează printre ultimele subclase din clasa G și primele din clasa K. Observația directă în timpul ascunderii celei principale prin asteroid a dezvăluit că steaua este de culoare galbenă și, prin urmare, ar trebui să fie o stea de clasa G. Evident, totuși, există încă prea multe incertitudini în măsurători, care necesită studii suplimentare. În orice caz, ar trebui să fie o stea de secvență principală, deoarece cele două componente sunt formate din același nor de gaz, iar stelele cu masă mai mare evoluează mai repede.
Notă
- ^ AD Code, J. Davis, RC Bless, R. Hanbury Brown, Empirical effective temperatures and corrections bolometric for early-type stars , in The Astrophysical Journal , vol. 203, 1976, pp. 417-434. Adus la 23 ianuarie 2010 .
- ^ SJ Adelman, AGD Philip, Abundențe elementare ale stelelor B și A. 2: Gamma Geminorum, HD 60825, 7 Sextantis, HR 4817 și HR 5780 , în Astronomical Society of the Pacific , vol. 106, 1994, pp. 1239-1247, DOI : 10.1086 / 133501 . Adus la 23 ianuarie 2010 .
- ^ WW Campbell, HD Curtis, O listă de nouă stele ale căror viteze radiale variază , în Astrophisical Journal , vol. 21, 1905, pp. 185-190. Adus la 23 ianuarie 2010 .
- ^ I. Sato, M. Soma, T. Hirose, The occultation of gamma Geminorum by the asteroid 381 Myrrha , în Astronomical Journal , vol. 105, 1993, pp. 1553-1561, DOI : 10.1086 / 116535 . Adus la 23 ianuarie 2010 .
- ^ H. Lehmann, SM Andrievsky, I. Egorova, G. Hildebrandt, SA Korotin, KP Panov, G. Scholz, D. Schönberner, The binaries spectroscopic 21 Her and γ Gem , în Astronomy & Astrophysics , vol. 383, 2002, pp. 558-567, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20011746 . Adus la 12 noiembrie 2020 (depus de „url original 8 iulie 2012).
- ^ a b KW Kamper, RW Beardsley, binare astrometrice-spectroscopice. II - Gamma Geminorum , în Jurnalul Astronomic , vol. 94, 1987, pp. 1302-1308, DOI : 10.1086 / 114567 . Adus la 23 ianuarie 2010 . și FC Fekel, J. Tomkin, Orbita spectroscopică a Gamma Geminorum și o căutare a secundarului său , în Astronomical Journal , vol. 106, 1993, pp. 1156-1161, DOI : 10.1086 / 116714 . Adus la 23 ianuarie 2010 .
linkuri externe
- ( EN ) Datele Alhena pe SIMBAD , pe simbad.u-strasbg.fr .
- ( EN ) Descrierea Alhena , pe stars.astro.illinois.edu .
