Xi Ursae Majoris
| Ula Australis | |
|---|---|
  | |
| Clasificare | Pitic galben , stea multiplă |
| Clasa spectrală | G0Ve / G5Ve |
| Tipul variabilei | RS CVn |
| Distanța de la Soare | 27,3 ani lumină |
| Constelaţie | Urs mare |
| Coordonatele | |
| (la momentul respectiv J2000) | |
| Ascensiunea dreaptă | 11 h 18 m 11,0 s |
| Declinaţie | + 31 ° 31 ′ 45 ″ |
| Date fizice | |
| Raza medie | 1,04 / 0,91 R⊙ |
| Masa | 1,05 / 0,90 M⊙ |
| Viteza de rotație | 3 km / s |
| Temperatura superficial | ~ 5.950 / 5.650 (medie) |
| Luminozitate | 1,1 / 0,67 L ⊙ |
| Indicele de culoare ( BV ) | 0,59 |
| Metalicitate | [Fe / H] -0,36 ± 0,09 / -0,34 ± 0,09 |
| Vârsta estimată | > 2 × 10 9 |
| Date observaționale | |
| Aplicația Magnitude. | 3,79 (4,41 / 4,87) |
| Magnitudine abs. | 4,71 / 5,23 |
| Parallax | 119,51 ± 0,79 max |
| Motocicletă proprie | Ar: -429 mase / an Dec: -587 mase / an |
| Viteza radială | -15,0 km / s |
| Nomenclaturi alternative | |
Coordonate : 
11 h 18 m 11 s , + 31 ° 31 ′ 45 ″
Ula Australis ( ξ UMa / ξ Ursae Majoris / Xi Ursae Majoris ) este un sistem cu mai multe stele , format din cel puțin patru componente, situat la 27,3 ani lumină distanță de sistemul solar . Cele mai mari două componente ale sale sunt stelele galbene de secvență principală . Principala este o variabilă RS Canum Venaticorum .
Observare
Ula Australis este situat în partea de sud a constelației Ursa Major , la picioarele acestei figuri mitologice, la granița cu constelația Leo Minor . În marginea sudică a constelației, astronomii arabi identificaseră un asterism , numit saltul gazelei , format din trei perechi de stele dispuse de-a lungul axei sud-est nord-vest. Primul cuplu este tocmai cel format din Ula Australis și Ula Borealis (în timp ce celelalte două sunt formate respectiv din Tania Borealis și Tania Australis și de Talitha Borealis și Talitha Australis ).
Așezat la 31 ° grade deasupra ecuatorului ceresc , neavând o poziție marcat boreală , pe care o au majoritatea celorlalte stele ale constelației, oferă posibilități bune de observare și în emisfera sudică . De fapt, este invizibil doar în regiunile Antarcticii . Cu toate acestea, va apărea scăzut la orizontul nordic în regiunile cele mai sudice ale continentului sud-american . Devine circumpolar dincolo de paralela 59 nord.
Situate la aproximativ un grad și jumătate la sud de Ula Borealis puțin mai strălucitor (Ula Australis are o magnitudine aparentă 3,79, în timp ce Ula Borealis 3,49), cele două stele nu formează un cuplu fizic: dimpotrivă, Ula Borealis este la 15 de noi. de ori mai mult decât Ula Australis.
Deși apare cu ochiul liber ca o singură stea, chiar și un telescop modest este capabil să rezolve două componente.
Istoria observațiilor
Ula Australis a fost descoperit a fi un binar vizual de către Sir William Herschel la 2 mai 1780 . Observând, în jurul anului 1800 , câteva sisteme duble, inclusiv Ula Australis, la aproximativ douăzeci de ani de la descoperirea lor, Herschel și-a dat seama că trebuie să fie legate gravitațional între ele și că mișcarea lor era de natură orbitală. În 1826 poziția celor două componente a fost măsurată cu precizie de Friedrich Georg Wilhelm von Struve . Aceste observații precise i-au permis lui Félix Savary în 1828 să calculeze orbitele celor două componente folosind legile mecanicii newtoniene . A fost primul sistem stelar a cărui orbită a putut fi calculată. Calculul a fost apoi perfecționat în 1829 de Sir John Herschel , fiul lui William. Deoarece sistemul stelar al Ula Australis este alcătuit din două componente de luminozitate aproape egală, nu prea apropiate una de alta și având o perioadă nu prea lungă, a făcut obiectul unor observații continue de la descoperirea lui Herschel și au existat numeroase încercări de a calculează exact.orbita. Tocmai ca urmare a acestor observații continue a fost descoperit în 1905 de astronomul și matematicianul danez Niels Erik Norlund că una dintre componentele sistemului avea mici oscilații pe care el le-a interpretat corect ca fiind datorate prezenței unei alte componente invizibile. la instrumente.disponibil [1] .
Caracteristici
Orbita componentei principale
Sistemele stelare multiple tind să se aranjeze în perechi strânse care orbitează una pe cealaltă. Acesta este și cazul sistemului Ula Australis. De fapt, ambele componente vizuale sunt binare spectroscopice , adică stele duble prea aproape de a fi rezolvate cu telescoapele de care dispunem. Principalul se numea Ula Australis Aa și vecinul său Ula Australis Ab. Vedetele celuilalt cuplu au fost numite Ula Australis Ba și Bb. Orbita celor două componente vizuale este una dintre cele mai bine studiate și cunoscute. Se orbitează reciproc cu o perioadă de 59.878 de ani. Orbita este foarte excentrică ( e = 0,398) și înclinată față de punctul nostru de vedere de 122 °. Axa semi-majoră a orbitei este de 2,53 secunde de arc [2] . Din această valoare și distanța estimată se poate deduce că cele două componente optice sunt distante în medie de 21,2 UA (aproximativ 3,2 miliarde de km), dar excentricitatea orbitei le apropie de 13,4 UA (aproximativ 2 miliarde de km) de periastro. și le îndepărtează până la 29,6 UA (aproximativ 4,4 miliarde de km) în afastro [3] .
Cuplul Aa-Ab
Cele două componente spectroscopice Aa și Ab se orbitează reciproc cu o perioadă de 1,832 ani într-o orbită foarte excentrică ( e = 0,53), înclinată cu aproximativ 95 °. Axa semi-majoră a orbitei este de 57 mase [2] . Dacă aceste date sunt corecte, atunci cele două corpuri ale cuplului se apropie de 0,8 UA (aproximativ 120 de milioane de km) la periastro și se îndepărtează până la 2,6 UA (aproximativ 419 milioane de km) la centură [4] .
Principalul Aa este o stea de secvență principală din clasa spectrală G0, cu o masă similară cu cea a Soarelui (105% din masa solară [5] ). Are o temperatură de suprafață de 5950 ± 30 K [6] (puțin mai mare decât cea solară, care este 5778 K), care împreună cu o rază puțin mai mare decât cea a Soarelui (1,04 R ⊙ [3] ) îi conferă o luminozitate ușor mai mare decât cea a stelei noastre (1,1 L ⊙ [3] ). La distanța calculată de 27,3 ani lumină, această luminozitate conferă componentei Aa o magnitudine aparentă de 4,41. Are o abundență mai mică de metale decât cea solară (30% din cea a Soarelui [6] ) și având în vedere activitatea sa cromosferică relativ scăzută și asemănarea liniilor Ca- II cu cele solare, se estimează că are o vârsta mai mare la două miliarde de ani.
Componenta Aa este o variabilă suspectată RS Canum Venaticorum care își variază luminozitatea cu 0,01 magnitudini [7] . Variabilele de acest tip au o activitate magnetică similară cu cea a Soarelui, dar cu o energie de multe zeci de ori mai mare. Acest magnetism produce pete stelare , adică regiuni în care temperatura fotosferei este mai mică, foarte mare. Extinderea petelor este de natură să provoace o scădere a luminozității stelei. Variabilitatea este determinată de faptul că, prin rotirea asupra sa, steaua expune alternativ observatorului zona afectată de pete și zona neafectată. Deoarece variabilele RS Canum Venaticorum au toate un însoțitor, activitatea magnetică ridicată trebuie să fie legată într-un fel de interacțiunile dintre variabilă și însoțitorul său, dar mecanismele exacte care produc o activitate atât de intensă nu sunt încă pe deplin înțelese.
Secundara componentei A este mult mai puțin cunoscută decât însoțitorul, deoarece este imposibil să o observi direct. Se presupune că este o stea din clasa spectrală M3, cu o masă de aproximativ 0,37 M ⊙ și o magnitudine aparentă 11 [2] . Poate avea o rază de aproximativ jumătate din cea a celui mai strălucit partener [1] .
Cuplul Ba-Bb
Perechea Ba-Bb este un binar foarte strâns: perioada orbitală este de doar 3,98 zile [2], iar distanța dintre cele două componente este de doar 0,06 UA [4] , ceea ce corespunde la aproximativ 9 milioane de km. Orbita este perfect circulară, lipsită de excentricitate [1] .
Principalul perechii, Ba, este o stea de secvență principală, din clasa spectrală G5 [8] . Temperatura sa de suprafață este de 5650 ± 50 K [6] , ușor mai mică decât cea a Soarelui și cu aproximativ 300 K mai mică decât componenta Aa. Aceasta, combinată cu o rază puțin mai mică decât cea solară (0,91 R ⊙ [9] ), îi conferă o luminozitate mai mică decât cea a stelei noastre (0,67 L ⊙ [4] ). Prin urmare, masa de Ba ar trebui să fie mai mică decât cea a Soarelui: se presupune că are aproximativ 90% din masa Soarelui [4] . Luminozitatea lui Ba, la distanța calculată de 27,3 ani lumină, îi conferă o magnitudine aparentă de 4,87 [2] . Metalicitatea lui Ba este, de asemenea, mai mică decât cea a Soarelui și similară cu cea a lui Aa [6] .
Există o mulțime de incertitudine cu privire la natura componentei Bb. Are o masă mai mare de 35 M J [4] ; cu toate acestea, nu este clar dacă este o pitică maro sau o stea roșie portocalie, aparținând ultimelor subclase din clasa spectrală K, cu o masă de aproximativ jumătate din cea a Soarelui [1] .
Ula Australis Bc?
Această incertitudine derivă din faptul că componenta vizuală B a lui Ula Australis pare prea strălucitoare pentru o stea din clasa sa [2] ; în plus, masa totală a componentei B este calculată a fi 1,5 M ⊙ [1] . Dacă contribuția lui Ba este de 0,9 M ⊙ , trebuie să existe o componentă de aproximativ 0,5 M ⊙ care să contribuie la componenta B și la luminozitatea acesteia. Această componentă a fost uneori identificată cu însoțitorul spectroscopic al lui Ba, adică al lui Bb. Cu toate acestea, pare puțin probabil să fie atât de aproape de steaua principală, așa că s-a presupus existența unei alte componente mai îndepărtate [2] , care a fost numită Bc. Ar putea fi o stea de clasa K, la 50 de miliarcosecunde distanță de Ba, care orbitează cea principală cu o perioadă de 2,2 sau 2,9 ani.
Ula Australis C?
Observațiile relevă prezența unui alt însoțitor la 54,3 secunde de arc din sistem, numit Ula Australis C. Clasa sa este M8 și are magnitudinea 15. Cu toate acestea, nu este clar dacă este un însoțitor fizic, legat gravitațional de sistem sau dacă proximitatea este doar optică. Dacă ar fi legat fizic, ar fi la cel puțin 450 UA (67 miliarde km) distanță de perechea BA și ar completa o orbită în jurul a patru sau cinci dintre însoțitorii săi în cel puțin 5600 de ani [3] . Prin urmare, Ula Australis este cu siguranță un sistem de stele de patru ori, dar ar putea fi de cinci ori de șase.
Etimologie
Numele propriu Ula Australis înseamnă „sudul (steaua) Ula ”. Cuvântul Ula derivă din sintagma arabă (al-Qafza h ) al-Ūlā , care înseamnă primul (salt) , referindu-se la asterismul Saltului Gazelei, fiind considerat cuplul Ula Australis-Ula Borealis primul salt și celelalte două perechi de stele, respectiv a doua și a treia săritură. Specificația australis (sud) a fost adăugată în latină pentru a distinge Ula Australis de Ula Borealis, Xi Ursae Majoris fiind cea mai sudică stea a perechii. Asterismul Saltului Gazelei a fost denumit astfel deoarece, fiind cele trei perechi de stele care o formează plasate la granița cu constelația Leului Minor, astronomii arabi și-au imaginat că reprezintă salturile unei gazele care a sărit de frică. a leului aproape de ea [10] .
În China , cuplul Ula Australis-Ula Borealis era cunoscut sub numele de Hea Tae （下台）, ceea ce înseamnă demnitarul scăzut , în timp ce celelalte două cupluri de asterism erau numite demnitarul mediu și înaltul demnitar [10] .
Notă
- ^ a b c d e RF Griffin, orbite binare spectroscopice de la viteze radiale fotoelectrice. Lucrarea 142: Xi Ursae Majoris , în Observator , vol. 118, 1998, pp. 273-298. Adus la 11 aprilie 2010 .
- ^ a b c d e f g B. Mason, H. McAlister, W. Hartkopf, MM Shara, Orbite stelare binare din interferometrie speckle. 7: Sistemul multiplu XI Ursae Majoris , în Jurnalul Astronomic , vol. 109, 1995, pp. 332-340, DOI : 10.1086 / 117277 . Adus la 8 aprilie 2010 .
- ^ a b c d Ula Australis scris de prof. Jim Kaler , la stars.astro.illinois.edu . Adus pe 04-08-2010 .
- ^ a b c d e Ula Australis 4? la SOLSTATION [ link rupt ] , pe solstation.com . Adus 11/04/2010 .
- ^ WD Heintz, A Study of Multiple-Star Systems , în Astronomical Journal , vol. 111, 1996, pp. 408-411, DOI : 10.1086 / 117792 . Adus la 11 aprilie 2010 .
- ^ a b c d G. Cayrel de Strobel, R. Cayrel, E. Friel, J.-P. Zahn, C. Bentolila, Un studiu de caz al sistemului cvadruplu XI Ursae Majoris: activitatea sa și epuizarea litiului , în Astronomie și Astrofizică , vol. 291, 1994, pp. 505-516. Adus pe 9 aprilie 2010 .
- ^ Intrare Xi UMa la Catalogul general al stelelor variabile , pe sai.msu.su. Adus la 14 aprilie 2010 .
- ^ BW Bopp, O notă despre abundența de litiu și activitatea cromosferică în sistemul cvadruplu XI Ursae Majoris , în Astronomical Society of the Pacific Publications , vol. 99, 1987, pp. 38-39, DOI : 10.1086 / 131953 . Adus la 11 aprilie 2010 .
- ^ HM Johnson, CD Wright, Luminozitatea infraroșie prevăzută a stelelor aflate la 25 de parseci de soare , în Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 53, 1983, pp. 643-711, DOI : 10.1086 / 190905 . Adus la 11 aprilie 2010 .
- ^ a b Richard Hinckley Allen, Nume de stele: tradiția și semnificația lor , Mineola (NY), Dover Publications, 1963, pp. 443-444.
Elemente conexe
linkuri externe
- Date de la al-Ula Australis la SIMBAD , pe simbad.u-strasbg.fr .
- ( EN ) Descrierea al-Ula Australis de prof. Univ. Jim Kaler , la stars.astro.illinois.edu . Adus 15.03.2010 .
- ( RO ) Descrierea Alula Australis la SOLSTATION , pe solstation.com . Adus 15.03.2010 .
