Deneb Kaitos

Deneb Kaitos
Clasificare	Gigant galben-portocaliu
Clasa spectrală	K0 III
Distanța de la Soare	96 ± 2 ani lumină
Constelaţie	Balenă
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000 )
Ascensiunea dreaptă	00 h 43 m 35.371 s
Declinaţie	-17 ° 59 ′ 11,78 ″
Lat. galactic	-80,68 °
Lung. galactic	111,33 °
Date fizice
Raza medie	17 R ⊙
Masa	3 M ⊙
Perioada de rotație	?
Viteza de rotație	3 km / s
Temperatura superficial	4.800 K (medie)
Luminozitate	145 L ⊙
Indicele de culoare ( BV )	1,02
Metalicitate	?
Vârsta estimată	?
Date observaționale
Aplicația Magnitude.	+2,04
Magnitudine abs.	-0,31
Parallax	34,04 ± 0,82 max
Motocicletă proprie	AR : 232,79 mase / an Decembrie : 32,71 mase / an
Viteza radială	13,0 km / s
Nomenclaturi alternative
Diphda, β Cet , HD 4128, HIP 3419, SAO 147420
Editați datele pe Wikidata · Manual

Coordonate : 00 ^h 43 ^m 35.371 ^s , -17 ° 59 ′ 11.78 ″

Deneb Kaitos ( β Cet / β Ceti / Beta Ceti ), cunoscută și sub numele de Diphda ) este cea mai strălucitoare stea din constelația Balenei , în ciuda faptului că Bayer i-a atribuit litera β. Numele propriu derivă din arabă și înseamnă coadă a balenei , în timp ce denumirea alternativă Diphda derivă întotdeauna din araba الضفدع الثاني, al-ḍafdaʿ al-thānī , care înseamnă a doua broască (fiind în schimb primul Fomalhaut ).

Observare

Strălucind la magnitudinea aparentă de +2,04, Deneb Kaitos este cea mai strălucitoare patruzeci și optulea stea de pe întregul cer . După cum sugerează și numele propriu, este situat la coada balenei într-o zonă relativ săracă în stele, la sud de Piața Pegasus și la nord-est de Fomalhaut, făcându-l ușor de identificat. În ciuda faptului că este o stea a emisferei sudice , declinul acesteia de -17 ° îl face vizibil și în aproape întreaga emisferă nordică , cu excepția regiunilor nordice extreme ale Rusiei , Canadei și Groenlandei . Cu toate acestea, va apărea foarte jos la orizont în nordul Europei , Islanda și Canada . Pe de altă parte, această apropiere relativă de ecuatorul ceresc face ca această stea să pară circumpolară doar în regiunile Antarcticii .

Caracteristici

Deneb Kaitos se află la aproximativ 96 de ani lumină de Pământ . Este o stea galben-portocalie, dată de temperatura suprafeței sale de 4.800 K. Este plasat la mijloc între clasele spectrale G și K. Este de fapt uneori clasificat ca aparținând clasei K0, uneori clasei G9.5. Din distanță și luminozitatea aparentă se poate deduce că această stea este de 145 de ori mai strălucitoare decât Soarele. Din temperatura și luminozitatea intrinsecă se deduce o rază de 17 ori mai mare decât cea a soarelui.

Deneb Kaitos este o stea gigantică și, prin urmare, a fost premiată cu clasa a III-a în sistemul MMK . Se presupune că are o masă de aproximativ trei ori mai mare decât cea a Soarelui. Cu toate acestea, în comparație cu alți uriași, are unele particularități care fac studiul său interesant.

coroană

Deneb Kaitos a fost radiografiat de telescopul Chandra al NASA .

Deneb Kaitos are cel puțin două caracteristici deosebite: în primul rând, în ciuda faptului că are o rază considerabil mai mare decât cea a Soarelui, este suficient de mică pentru a fi cea a unei stele uriașe. În al doilea rând, emite cantități mari de raze X , de 2.000 de ori mai mult decât Soarele. Este cea mai mare sursă de raze X din jurul Soarelui (la o distanță mai mică de 30 buc ). ^[1] Aceste emisii se datorează prezenței unei coroane încălzite la câteva milioane de K. Cu toate acestea, prezența unei astfel de coroane nu este ușor de explicat în stelele gigantice, cum ar fi Deneb Kaitos. De fapt, stelelor uriașe le lipsesc de obicei.

De fapt, studii specifice au stabilit că există cel puțin două tipuri de stele uriașe care posedă o coroană și care, în consecință, emit raze X ^[2] : primele sunt cele care, având masa 2-3 M _☉ (adică pornind din clasa spectrală A), tocmai au oprit fuziunea nucleară a hidrogenului și trec rapid prin gaura Hertzsprung , adică prin clasele G și K, pentru a ajunge la stadiul gigant roșu . S-a emis ipoteza că formarea unei coroane în aceste stele este determinată de modificarea modurilor în care straturile de suprafață ale stelei transportă energia : nu o fac mai mult prin radiație, ci prin convecție termică . A doua componentă a sistemului Capella se află probabil în acest stadiu.

Un al doilea tip de stele uriașe coronare este întotdeauna reprezentat de stele de masă 2-3 M _☉ , care după ce au devenit giganți roșii, au atins temperaturi în nucleul lor care declanșează fulgerul de heliu ; în urma fulgerului, miezul se extinde și se răcește, producând o contracție a stelei și o creștere a temperaturii straturilor sale de suprafață. Stelele acestei mase sunt dispuse pe ramura orizontală în ultimele subclase din clasa G sau în prima din clasa K. Se pare că noua formare a coroanei se datorează tocmai acestui proces de expansiune a nucleului și contracția razei , deși nu a fost înțeles din nou mecanismul exact care prezidează crearea sa. Deneb Kaitos se află probabil în acest stadiu al evoluției sale și va rămâne acolo aproximativ 100 de milioane de ani. Destinul ei final este de a deveni un pitic alb CO .

Pentru a înțelege pe deplin mecanismele care stau la baza coroanei lui Deneb Kaitos, este, de asemenea, necesar să se studieze compoziția sa chimică. De fapt, pare a fi destul de diferit de cel solar. ^[3]

Notă

linkuri externe

• ( EN ) β Ceti date pe SIMBAD , pe simbad.u-strasbg.fr .
• ( EN )Descriere de Deneb Kaitos , pe stars.astro.illinois.edu . Adus 30.01.2010 .
• (EN) Despre Beta Ceti pe baza observațiilor lui Chandra , a chandra.harvard.edu. Adus 31.01.2010 .

Portal stelar : accesați intrările Wikipedia care se ocupă de stele și constelații