Saiph
| Saiph | |
|---|---|
 | |
| Clasificare | Supergigant albastru |
| Clasa spectrală | B0.5 Ia |
| Distanța de la Soare | 647 de ani lumină [1] |
| Constelaţie | Orion |
| Coordonatele | |
| (la momentul respectiv J2000 ) | |
| Ascensiunea dreaptă | 05 h 47 m 45,38 s |
| Declinaţie | -09 ° 40 ′ 10,58 ″ |
| Date fizice | |
| Raza medie | 22,4 ± 3,23 R ⊙ |
| Masa | |
| Perioada de rotație | 12 zile |
| Viteza de rotație | 88 km / s [4] |
| Temperatura superficial | 29 500 K [5] (medie) |
| Luminozitate | |
| Indicele de culoare ( BV ) | -0.18 |
| Metalicitate | ? |
| Vârsta estimată | 11,1 milioane de ani [3] |
| Date observaționale | |
| Aplicația Magnitude. | +2,05 |
| Magnitudine abs. | -6,48 [6] |
| Parallax | 4,52 ± 0,77 max |
| Motocicletă proprie | 1,55 mase / an -1,20 mase / an |
| Viteza radială | 20,5 km / s |
| Nomenclaturi alternative | |
Coordonate : 
05 h 47 m 45,38 s , -09 ° 40 ′ 10,58 ″
Saiph ( κ Ori / κ Orionis / Kappa Orionis ) este a șasea cea mai strălucitoare stea din constelația Orion . Numele său propriu - zis este o contracție a arab Jabbar Saif al, ceea ce înseamnă că sabia gigant. Inițial acest nume îi aparținea lui Iota Orionis (care de fapt face parte din asterismul Sabiei din Orion ) și Eta , dar apoi a fost, din greșeală, transferat la Kappa constelației [7] .
Observare
Strălucind la magnitudinea aparentă de +2,05, Saiph este a patruzeci și nouăa cea mai strălucitoare stea din întregul cer . Este situat în partea de sud-est a constelației Orion, în corespondență cu piciorul stâng. De fapt, este situat la sud de Centura Orion (formată din Alnitak , Alnilam și Mintaka ) și la est de Rigel , cu care formează baza figurii în formă de clepsidră , formată din cele mai strălucitoare stele din constelație. Este doar a șasea cea mai strălucitoare stea din constelație, nu atât pentru că pare slab strălucitoare, cât din cauza prezenței în ea a multor stele fierbinți și strălucitoare.
Saiph este o stea a emisferei sudice , dar fiind situat la doar 9 ° sud de ecuatorul ceresc , este vizibil din aproape toate țările emergente ale planetei noastre , fiind exclus doar partea extremă de nord a Groenlandei și partea de nord a insulei Ellesmere în nordul îndepărtat al Canadei . Pe de altă parte, această apropiere de ecuatorul ceresc înseamnă că este circumpolar doar în regiunile apropiate de polul sud al Pământului. Cele mai bune luni pentru a o observa sunt cele de iarnă.
Caracteristici
Situat la aproximativ 721,58 ani lumină de Pământ , adică mai mult sau mai puțin la aceeași distanță cu Rigel, Saiph apare cu ochiul liber mai puțin luminos decât Rigel (care are o magnitudine aparentă de 0,12). Cu toate acestea, mai mult decât o luminozitate intrinsecă mai mică, acest lucru se datorează faptului că, din moment ce Saiph aparține clasei spectrale B0.5 împotriva lui B8 Rigel, primul emite mult mai multă radiație în ultraviolet și mai puțin în vizibil decât a doua. Dacă luăm în considerare radiația totală emisă de cele două stele, atunci acestea au o luminozitate comparabilă: Saiph este de aproximativ 57.000 [2] ori mai strălucitoare decât Soarele , în timp ce Rigel este de 67.000 de ori mai strălucitoare. Cele două stele sunt probabil parte a aceleiași asociații OB , asociația Orion OB1 , ca multe alte stele din constelație. Acest lucru ar însemna că provin din același nor mare de gaz [8] .
Această luminozitate ridicată este cauzată de combinația a doi factori: o temperatură ridicată a suprafeței și o rază mare. Saiph are o temperatură de suprafață de aproximativ 26.000 K , ceea ce îi conferă o culoare albastră și o rază de aproximativ 22 de ori mai mare decât cea a soarelui [6] .
Se estimează că masa Saiph este de 16 ± 1 ori mai mare decât cea a soarelui. Astfel de stele masive își ard combustibilul nuclear foarte repede: Saiph poate avea o vechime de aproximativ 10 milioane de ani , dar s-a epuizat deja sau rămâne fără hidrogen în nucleul său. Încetinirea reacțiilor nucleare din Saiph a dus recent la îndepărtarea sa de la secvența principală . De fapt, este clasificat ca supergigant albastru și i s-a atribuit clasa Yerkes Ia (adică aparține celor mai strălucitori supergiganți). Poate că Saiph se află într-un stadiu puțin mai avansat al evoluției sale decât Rigel, dovadă fiind faptul că acesta din urmă are o rază considerabil mai mare decât a lui Saiph și o temperatură de suprafață mai scăzută. În orice caz, chiar și Saiph a început deja calea care o va conduce să devină un supergigant roșu [9] . Având în vedere masa sa ridicată, soarta sa finală este să explodeze într-o supernovă .
Ca toți super-giganții, Saiph emite un vânt puternic stelar , care provoacă o pierdere de masă în ordinea a 1,2 milionimi M ☉ în fiecare an [6] .
Variabilitate
Pe baza unei serii de observații făcute între 1979 și 1980, sa constatat că Saiph a crescut emisia de raze X cu 46% într-un an. Acest lucru nu corespundea unei variabilități egale în zona ultravioletă [10] . Variațiile fluxului de raze X ar putea fi explicate pe baza variațiilor cantității de vânt stelar sau a variațiilor temperaturii acestuia.
De asemenea, în 1979 a fost posibil să se constate că chiar și hidrogenul emis de vântul stelar a variat în cantitate și viteză, deoarece ciclul variațiilor a durat zile sau luni [11] . Într-un studiu din 2006 , variabilitatea liniilor de absorbție a hidrogenului a fost confirmată, dar nu s-a putut stabili o perioadă precisă, deși pare a fi în ordinea orelor [12] .
Notă
- ^ I. McDonald și colab. , Parametrii și excesele IR ale stelelor Gaia DR1 , 2017.
- ^ a b c Hohle, MM; Neuhäuser, R.; Schutz, BF, Masele și luminozitățile stelelor de tip O și B și supergigantelor roșii , în Astronomische Nachrichten , vol. 331, nr. 4, aprilie 2010, p. 349, DOI : 10.1002 / asna . 200911355 .
- ^ a b Tetzlaff, N și colab., Un catalog de stele tinere fugare Hipparcos la 3 kpc de Soare , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 410, n. 1, ianuarie 2011, pp. 190-200, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17434.x .
- ^ S. Simón-Díaz, A. Herrero, metoda Fourier în determinarea vitezei de rotație în stelele OB [ link rupt ] , în Astronomy & Astrophysics , vol. 468, 2007, pp. 1063-1073, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20066060 . Adus pe 2 februarie 2010 .
- ^ S. Simón-Díaz și colab. , Proiectul IACOB⋆ III. Noi indicii observaționale pentru a înțelege extinderea macroturbulentă în stelele masive de tip O și B , în Astronomy & Astrophysics , vol. 597, A22, ianuarie 2017, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201628541 .
- ^ a b c SC Searle, RK Prinja, D. Massa, R. Ryans, Studii cantitative ale spectrelor optice și ultraviolete ale super-uriașilor Galactic timpurii B I. Parametri fundamentali [ link rupt ] , în Astronomy & Astrophysics , vol. 481, 2008, pp. 777-797, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20077125 . Adus pe 2 februarie 2010 .
- ^ Richard Hinckley Allen, Nume de stele. Tradiția și semnificația lor , Mineola (NY), Dover Publications, 1963, p. 318.
- ^ Se crede că Saiph aparține subgrupului OB1c al asociației, în timp ce Rigel este, cu mare prudență, considerat un membru extern al asociației.
- ^ Cu toate acestea, ipoteza a fost avansată cu prudență conform căreia Saiph ar fi trecut deja prin faza supergigantă roșie și acum a revenit la a fi un supergigant albastru: cf. DJ Lennon, ST Becker, K. Butler, F. Eber, HG Groth, D. Kunze, R.-P. Kudritzki, Spectroscopia cantitativă a super-uriaților B din Galaxy, LMC și SMC. I - Supergigantii B0.5 IA Kappa Orionis, SK - 68 deg 41 și SK 159 , în Astronomy & Astrophysics , vol. 252, 1991, pp. 498-507. Adus la 4 februarie 2010 .
- ^ JP Cassinelli, RV Myers, L. Hartmann, AK Dupree, WT Sanders, Observații simultane cu raze X și ultraviolete ale Epsilon Orionis și Kappa Orionis , în Astrophysical Journal , vol. 268, 1983, pp. 205-216, DOI : 10.1086 / 160945 . Adus pe 3 februarie 2010 .
- ^ R. Stalio, L. Rusconi, G. Sedmak, C. Arpigny Y. Georgelin, B. Rocca, variabilitatea profilului H-alfa în Kappa Orionis, B0.5 IA , în Astronomy and Astrophysics , vol. 77, 1979, pp. L10-L13. Adus la 4 februarie 2010 .
- ^ T. Morel, SV Marchenko, AK Pati, K. Kuppuswamy, MT Carini, E. Wood, R. Zimmerman, Structuri eoliene pe scară largă în super-giganți OB: o căutare a variabilității Hα cu rotație modulată , în Notificări lunare ale astronomiei regale Societate , vol. 351, 2006, pp. 552-568, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07799.x . Adus la 4 februarie 2010 .
linkuri externe
- ( EN ) Date Saiph pe SIMBAD , pe simbad.u-strasbg.fr .
- ( EN ) Descrierea Saiph , pe stars.astro.illinois.edu . Adus 03-03-2010 .
- Fotografie de Saiph ( PNG ), la zimmer.csufresno.edu . Adus 03-03-2010 .
