Girtab
| Girtab | |
|---|---|
 | |
| Clasificare | gigant albastru / secvență principală stea albastră |
| Clasa spectrală | B1.5 III [1] / BV [2] |
| Tipul variabilei | Variabila beta Cephei |
| Perioada de variabilitate | 4.79568 ore [3] |
| Distanța de la Soare | 482 ± 13 ani lumină [1] |
| Constelaţie | Scorpionul |
| Coordonatele | |
| (la momentul respectiv J2000 ) | |
| Ascensiunea dreaptă | 17 h 42 m 29.27520 s [1] |
| Declinaţie | -39 ° 01 ′ 47.9391 ″ [1] |
| Lat. galactic | 15,7192 ° [1] |
| Lung. galactic | 351,0437 ° [1] |
| Date fizice | |
| Raza medie | 8,1 ± 0,8 [2] / 5,2 [4] R ⊙ |
| Masa | |
| Perioada de rotație | 3,62 ± 0,06 zile [2] /? |
| Viteza de rotație | ( v eq × sin i ) 100 km / s [2] / 170 km / s [2] |
| Temperatura superficial | 24.500 K [2] /? (in medie) |
| Luminozitate | |
| Indicele de culoare ( BV ) | -0,17 [1] |
| Date observaționale | |
| Aplicația Magnitude. | +2,37 [1] |
| Magnitudine abs. | -3,48 [5] |
| Parallax | 7,03 ± 0,73 mase [1] |
| Motocicletă proprie | AR : -6,49 mase / an Dec : -25,55 mase / an [1] |
| Viteza radială | -14,0 km / s [1] |
| Nomenclaturi alternative | |
Coordonate : 
17 h 42 m 29.2752 s , -39 ° 01 ′ 47.9391 ″
Girtab ( κ Sco / κ Scorpii / Kappa Scorpii ) este o stea binară spectroscopică vizibilă în constelația Scorpionului . Principala este o variabilă Beta Cephei .
Observare
Girtab este plasat în partea de sud-est a Scorpionului, în corespondență cu coada sa. Poate fi identificat la aproximativ 3 ° sud-est de cuplul strălucit format din Shaula și Lesath , în corespondență cu una dintre cele mai strălucitoare întinderi ale Căii Lactee . Apare ca o stea albastră cu o magnitudine aparentă de +2,37 [1] , ceea ce o face a cincea stea în ordinea strălucirii din constelație. Deoarece se află la declinația de 39 ° S, Girtab este o stea din emisfera sudică . În emisfera nordică nu poate fi observat la nord de paralela 51, care exclude o mare parte din Canada și Rusia și nordul Europei . Devine circumpolar doar în latitudinile cele mai sudice de 51 ° S, adică numai în regiunile sudice extreme ale Americii de Sud și pe continentul Antarctic . Cele mai favorabile luni pentru observarea acesteia sunt cele corespunzătoare verii boreale, din mai până în august.
Mediul galactic
Paralaxa măsurată de telescopul spațial Hipparcos este de 6,75 ± 0,17 mase [1] . Aceasta înseamnă că distanța presupusă este de 1 / 0,00675 = 148 ± 4 parsec , corespunzând 482 ± 13 ani lumină . Distanța și porțiunea cerului în care se află Girtab sugerează că ar putea aparține asociației Scorpius-Centaurus [4] , cea mai apropiată asociație OB de la noi, cuprinzând sute de stele de mare masă . Cu toate acestea, apartenența la asociație nu este sigură [4] și poate fi confirmată numai pe baza unor măsurători mai precise ale distanței și mișcării diferitelor componente.
Caracteristici fizice
Sistemul
Girtab este un binar spectroscopic recunoscut ca atare în 1975 [6] . În 1997 a fost măsurată pentru prima dată perioada orbitală , care s-a dovedit a fi de 195,8 zile [7] . Harmenec și colegii (2004) [2] au studiat spectrul Girtab folosind telescoapele observatorului astronomic La Silla . În special, au analizat liniile spectrale de siliciu ionizat o dată și de două ori, din care au putut deduce variațiile vitezei radiale a stelei principale a sistemului. Aceste observații, mai precise decât cele precedente, au făcut posibilă corectarea ușoară a perioadei orbitale în 195,712 ± 0,041 zile. Mai mult, a fost posibil să se stabilească faptul că primarul se deplasează pe o orbită foarte excentrică ( e = 0,488 ± 0,005) și că argumentul pericentrului acestei orbite este de 93,6 ° ± 0,89 °. Distanța medie între cele două componente este egală cu 1,7 UA (distanță ușor mai mare decât cea care separă Soarele de Marte ), dar excentricitatea ridicată le aduce mai aproape de periastro până la 0,87 UA și le îndepărtează spre cel mai îndepărtat până la 2,5 UA [4] .
Primarul a fost clasificat ca o stea de clasa B1,5III [1] . Adică este un gigant albastru cu o temperatură ridicată a suprafeței. Poate fi estimat prin intermediul indicilor de culoare ai stelei: pe baza acestor indici, Harmenec și colegii (2004) deduc că este de 24.500 K. Din temperatura suprafeței, din distanță și din luminozitatea aparentă putem deduce luminozitatea absolută a stelei: se dovedește a fi 11 700 L ☉ [4] . Raza poate fi dedusă din temperatura suprafeței și luminozitatea absolută, care se estimează a fi de 8,1 ± 0,8 R ☉ [2] . Presupunând o înclinație orbitală de 40 ° [8] , masa primarului este de 11,3 ± 0,6 M ☉ . Viteza de rotație la ecuatorul stelei înmulțită cu sinusul înclinării axei de rotație în raport cu vederea noastră ( v eq × sin i ) este estimată la 100 km / s [2] . Presupunând că axa de rotație este perpendiculară pe planul orbital (adică înclinația axei este egală cu 40 °), aceasta înseamnă că principalul se rotește pe sine la fiecare 3,62 ± 0,06 zile [2] .
Mai puțin cunoscute sunt caracteristicile fizice ale secundarului. Este probabil o stea albastră de secvență principală aparținând subclaselor intermediare din clasa B [2] . Raza sa ar trebui să fie în jur de 5,8 R ☉ [4] , luminozitatea absolută în jurul valorii de 3,550 L ☉ [4] , în timp ce masa sa ar trebui să fie de aproximativ 10 ori mai mare decât a Soarelui [2] . Valoarea v eq × sin i se calculează la 170 km / s [2] .
Principalul pare să fie suficient de masiv pentru a exploda într-o supernovă la sfârșitul ciclului său de viață, în timp ce secundarul este probabil destinat să devină o pitică albă masivă [4] . Explozia principalului ar putea scoate secundarul din sistem, făcându-l o stea fugară [4] .
O variabilă Beta Cephei
Principala lui Girtab este o variabilă Beta Cephei . Beta Cephei sunt un tip de variabile pulsatorii : variațiile lor de luminozitate sunt cauzate de pulsațiile suprafeței stelei. Sunt de obicei de tip spectral B0-B3, au mase cuprinse între 9 și 17 M ⊙ iar în diagrama Hertzsprung-Russell sunt plasate ușor deasupra secvenței principale , cu magnitudine absolută între -3 și -5. Se presupune că sunt stele care părăsesc secvența principală și suferă o expansiune lentă și o scădere a densității , ceea ce determină o creștere a perioadei de pulsație.
Principalul lui Girtab a fost studiat de Uytterhoeven și colegi (2005) [9] . Ei au putut stabili că ciclul dominant al modificărilor de viteză radială are o durată de 4.80074 ore. Aceste date sunt în acord cu variațiile detectate de observațiile fotometrice : satelitul WIRE a reușit să detecteze variațiile luminii vizibile emise de Girtab având o periodicitate de 4.79568 ore [3] . Frecvența dominantă este interpretată ca fiind cauzată de pulsațiile neradiale la care este supusă steaua.
În plus față de ciclul dominant, observațiile spectroscopice au făcut posibilă identificarea altor două cicluri care se suprapun pe primul, cu o durată de 4.9303 și 4.214 ore [9] . Cu toate acestea, în acest caz, ciclurile spectroscopice nu găsesc un analog fotometric. Potrivit lui Uytterhoeven și colegii (2005) [9], acestea nu ar trebui interpretate ca datorate pulsațiilor stelei, ci mai degrabă unor nereguli la suprafața acesteia. Aceste nereguli s-ar putea datora unei distribuții neomogene a elementelor chimice pe suprafața stelară. Alternativ, oscilațiile secundare ar putea depinde de prezența structurilor materiale care se rotesc împreună cu steaua [9] . Uytterhoeven și colegii (2005) concluzionează că datele pe care le-au analizat sunt compatibile cu ipoteza că oscilațiile pe care le suferă variabilele Beta Cephei sunt monoperiodice și că orice oscilații secundare trebuie să fie urmărite înapoi la alte cauze.
Etimologie
Numele Girtab derivă probabil din akkadiană , unde a însemnat înțepătura sau locul în care se prosternează , parând astfel să indice o creatură periculoasă [10] . Inițial numele a fost aplicat asterismului care include pe lângă κ Scorpii, λ Scorpii , υ Scorpii și ι Scorpii [11] .
Notă
- ^ a b c d e f g h i j k l m n Intrare Kappa Sco în SIMBAD , pe simbad.u-strasbg.fr . Adus pe 21 iunie 2011 .
- ^ a b c d e f g h i j k l m n o P. Harmanec, K. Uytterhoeven, C. Aerts, Spectrele componente de separare a lui κ Sco, un binar spectroscopic cu un primar pulsatoriu. I. Elemente fizice îmbunătățite și analiza variațiilor periodice rapide ale mărimilor scalare , în Astronomie și astrofizică , vol. 422, 2004, pp. 1013-1021, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20040253 . Adus la 22 iunie 2011 .
- ^ a b J. Cuypers, D. Buzasi, K. Uytterhoeven, The Periods of the beta Cephei star kappa Scorpii as Observed by WIRE , în DW Kurtz, K. Pollard, Variable Stars in the Local Group , (IAU Colloquium 193, ASP Conf. Ser., 310, 251), pp. 251-254
- ^ a b c d e f g h i j k Kappa Sco de Jim Kaler , pe stars.astro.illinois.edu . Adus la 22 iunie 2011 .
- ^ Din magnitudine aparentă și distanță.
- ^ NR Lomb, RR Shobbrook, Noi viteze radiale și alte observații fotometrice ale lambda Sco și kappa Sco , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 173, 1975, pp. 709-728. Adus la 22 iunie 2011 .
- ^ K. De Mey, teză de doctorat, Katholieke Universiteit Leuven, Belgia, 1997
- ^ K. Uytterhoeven, C, Aerts, P. De Cat, K. De Mey, JH Telting, C. Schrijvers, J. De Ridder, K. Daems, G. Meeus, C. Waelkens, Line-profile variations of the double -linie binară spectroscopică kappa Scorpii , în Astronomie și astrofizică , vol. 371, 2001, pp. 1035-1047, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20010456 . Adus la 23 iunie 2011 .
- ^ a b c d K. Uytterhoeven, M. Briquet, C. Aerts, JH Telting, P. Harmanec, K. Lefever, J. Cuyper, Spectrele componente de separare a κ Scorpii, un binar spectroscopic cu un primar pulsatoriu. II. Interpretarea variabilității profilului de linie , în Astronomie și astrofizică , vol. 432, 2005, pp. 955-967, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20041444 . Adus la 26 iunie 2011 .
- ^ Allen Richard Hinckley Allen, Numele stelelor și semnificațiile lor (1936), p. 362
- ^ Allen Richard Hinckley Allen, Numele stelelor și semnificațiile lor (1936), p. 370
