Talitha Borealis
| Talitha Aa | |
|---|---|
  | |
| Clasificare | Stea cvadruplă |
| Clasa spectrală | A7IV |
| Distanța de la Soare | 47,7 ± 0,6 ani lumină |
| Constelaţie | Urs mare |
| Coordonatele | |
| Ascensiunea dreaptă | 08 h 59 m 12,4 s |
| Declinaţie | + 48 ° 02 ′ 30,57 ″ |
| Date fizice | |
| Raza medie | 1,5 R ⊙ |
| Masa | 1,7 M ⊙ |
| Viteza de rotație | 154 km / s [1] |
| Temperatura superficial | 7900 K [1] (medie) |
| Luminozitate | 11 L ⊙ |
| Date observaționale | |
| Aplicația Magnitude. | +3.12 |
| Magnitudine abs. | +2,29 |
| Parallax | 68,32 ± 0,79 max |
| Viteza radială | 7,6 km / s |
| Nomenclaturi alternative | |
Coordonate : 
08 h 59 m 12,4 s , + 48 ° 02 ′ 30,57 ″
Iota Ursae Majoris ( ι UMa / ι Ursae Majoris ) este un sistem stelar, mai exact o stea cvadruplă , situată în constelația Ursei Majore . Se află la aproximativ 47,7 ani lumină de Pământ.
Împreună cu Kappa Ursae Majoris reprezintă picioarele din față ale ursului. Se mai numește uneori Talitha , Talitha Borealis , Dnoces , Alphikra Borealis .
Observare
Este o stea situată în emisfera nordică cerească și, prin urmare, observabilă în principal din emisfera nordică a Pământului, unde este circumpolară și de majoritatea regiunilor temperate ; din emisfera sudică vizibilitatea sa este limitată în schimb la regiunile temperate nordice și la centura tropicală , la nord de latitudine 42 ° S. Fiind de magnitudine 3,12, poate fi observată și din mici centre urbane fără dificultate, deși un cer nu este excesiv poluatul este mai potrivit pentru identificarea acestuia.
Cea mai bună perioadă pentru observarea sa pe cerul serii cade în lunile dintre februarie și iunie; în emisfera nordică este vizibilă chiar și pentru o perioadă mai lungă, datorită declinării nordice a stelei, în timp ce în emisfera sudică poate fi observată într-o măsură limitată în lunile toamnei sudice.
Caracteristicile sistemului
Sistemul este format din două stele binare. Cea mai strălucitoare componentă, Iota Ursae Majoris A , are o magnitudine aparentă de 3,12. Este un binar spectroscopic ale cărui componente au o perioadă orbitală de 11 ani. Componenta principală a Talitha A este o stea albă de secvență principală de 1,76 ori mai masivă decât Soarele și de 11 ori mai strălucitoare , în timp ce nu există prea multe știri despre însoțitorul său [1] .
Celălalt binar este Iota Ursae Majoris B și însoțitorul Iota Ursae Majoris C sunt doi pitici roșii din clasa M1 ; orbitează în jurul unui centru comun de masă pe o perioadă de 39,7 ani și sunt separate de cel puțin 10 UA una de cealaltă. Cele două sisteme binare se orbitează reciproc o dată la 818 ani, la o distanță medie de 132 UA. [2] . Separarea aparentă dintre cele două sisteme binare se diminuează rapid. În 1841 , când a fost descoperită prima dată componenta B, aceasta avea o separare de cel puțin 156 UA Din 1971 separarea lor scăzuse cu cel puțin 66 UA, sugerând că acest sistem este dinamic instabil și se poate dezintegra în intervalul de 10 5 ani [3]. ] .
Notă
- ^ a b c J. Zorec, F. Royer, Viteze de rotație ale stelelor de tip A. IV. Evoluția vitezei de rotație , în Astronomie și astrofizică , vol. 537, A120, ianuarie 2012), p. 22, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117691 .
- ^ Talitha (Stele, Jim Kaler)
- ^ Zhuchkov, R. Ya.; Orlov, VV; Rubinov, AV, Stabilitatea dinamică a sistemelor cvadruple HD 68255/6/7 și HD 76644 , în Astronomy Reports , vol. 50, nr. 1, ianuarie 2006, pp. 62–67, DOI : 10.1134 / S1063772906010070 .
