Вікіпедія

Мекбуда

зоря
(Перенаправлено з Дзета Близнят)
ζ Близнят

Положення ζ Близнят (обведено)

Мекбуда[12] (Дзета Близнят, ζ Geminorum, скорочено ζ Gem) — яскрава зоря-гігант, компонента кратної зоряної системи, член розсіяного зоряного скупчення у зодіакальному сузір’ї Близнят. Відомо три видимі компоненти системи, також є далекі оптичні компоненти, та, ймовірно, існує п'ятий компонент системи, який було виявлено методом радіальних швидкостей[13]. Зоря розташована в південній частині сузір'я, на лівій «нозі» близнюка Поллукса. Це класична цефеїда. Її періодичні пульсації, яскравість (відповідно до свого спектрального класу) та відносна близькість означають, що зоря є корисним калібратором шкали космічних відстаней. Згідно з вимірюваннями паралаксу, вона перебуває на відстані близько 1200 світлових років від Сонця.

Мекбуда
Зображення
Каталожний код 2MASS J07040653+2034131[1], GSC 01353-01550[1], HD 52973[1], HIP 34088[1], HR 2650[1], SAO 79031[1], IRAS 07011+2038[1], ζ Gem, ADS 5742 A[1], PLX 1651[1], BD+20 1687[1], CCDM J07041+2035A[1], FK5 269[1], GC 9313[1], GCRV 4639[1], HIC 34088[1], IDS 06582+2043 A[1], IRC +20169[1], N30 1536[1], PMC 90-93 193[1], PPM 96982[1], RAFGL 4552S[1], ROT 1136[1], SRS 30269[1], TD1 8933[1], TYC 1353-1550-1[1], UBV 21353[1], zet Gem[1], YZ 20 2753[1], WDS J07041+2034A[1], WDS J07041+2034Aa,Ab[1], YPAC 30[1], WEB 6834[1], Gaia DR2 3366754155291077632[1], 43 Gem, Gaia DR3 3366754155291545344[1], UCAC4 553-036128[1], TIC 436949033[1], AAVSO 0658+20[1] і AG+20 786[1]
Сузір'я Близнята
Відстань від Землі 325,425 ± 23,0548 парсек[2]
Швидкість обертання зорі 19 км/с[3]
Паралакс 3,0729 ± 0,2177 кутова мілісекунда[2]
Власний рух за схиленням −0,943 ± 0,166 кутова мілісекунда на рік[2]
Власний рух за прямим піднесенням −7,738 ± 0,251 кутова мілісекунда на рік[2]
Радіальна швидкість 10,37 ± 13,06 км/с[4]
Тип змінної зорі класична цефеїда[5][6]
Спектральний клас G1Ib[7]
Видима зоряна величина 3,79[8]
Світність 1,11012E+30 ват
Абсолютна зоряна величина −3,99
Металічність 0,04[9]
Епоха J2000.0[10][1]
Пряме піднесення 1,850523972179 радіан[2]
Схилення 0,359019436337 радіан[2]
Ефективна температура 5701 K[11]
Поверхнева гравітація 21 сантиметр на секунду в квадраті[11]

Дзета Близнят є головним компонентом у зоряній системі, позначеній як WDS J07041+2034. Зоря також відома під назвою Мекбуда, що в англійській мові транскрибується як [mɛkˈbjuːdə][14].

Позначення та назви

ред.

ζ Близнят — позначення зорі Байєром. WDS J07041+2034 A — її позначення у Вашингтонському каталозі зоряних систем. Позначення двох компонентів як WDS J03158-0849 Aa та Ab походять від конвенції, яку застосовує «Вашингтонський каталог зоряних систем» (WMC), ухваленої Міжнародним астрономічним союзом (МАС)[15][відсутнє в джерелі].

ζ Близнят традиційно називали Мекбуда, від арабської фрази, що означає «складена лапа лева» («лапами лева» були ζ і ε Близнят[джерело?], остання відома як Мебсута[16]). Робоча група з назв зір (WGSN), організована МАС 2016 року, вирішила надавати власні назви окремим зорям, а не цілим зоряним системам. Назву «Мекбуда» затвердили для компоненти WDS J07041+2034 Aa 12 вересня 2016 року.

Китайською мовою зоря називається 井宿七 (Jǐng Su qī: сьома зоря Колодязя). Китайський астеризм Колодязь складається з восьми зір у Близнятах: ζ, μ, γ, ν, Хі, ε, 36 і λ[17].

Історія спостереження

ред.
 
Візуальна крива блиску для ζ БлизнятА, адаптована з Kiss (1998)

У 1844 році німецький астроном Юліус Шмідт виявив, що ζ Близнят змінює свій блиск із періодом близько 10 днів, хоча підозри щодо її змінності виникли ще в 1790 році. Було визначено, що вона належить до змінних зір типу δ Цефея, хоча її часто розглядали як прототип власного класу через симетричну криву блиску[13][18].

У 1899 році американський астроном В. В. Кемпбелл опублікував дослідження, в якому зазначив, що зоря має змінну променеву швидкість. Зміни радіальної швидкості незалежно відкрив російський астроном Аристарх Бєлопольський, він опублікував своє дослідження 1901 року. На основі своїх спостережень Кемпбелл пізніше опублікував елементи орбіти для цієї подвійної зорі. Однак він виявив, що модельна орбіта відхиляється від кеплерової орбіти, і навіть припустив, що йдеться про потрійну зоряну систему, щоб пояснити нерівномірності. Пізніше було пояснено, що періодичні зміни радіальної швидкості цефеїд зумовлені пульсаціями в атмосфері зорі[13][19].

У 1920 році німецький астроном Пауль Гутнік вперше помітив, що сама по собі періодичність зорі є змінною, і він припустив, що ця зміна може бути пов'язана з наявністю зорі-супутника. У 1930 році данський астроном Аксель Нільсен запропонував теорію, згідно з якою зміна періоду зорі є скоріше наслідком постійного його зменшення приблизно на 3,6 секунди на рік[20].

Супутники

ред.
 
ζ Geminorum в оптичному світлі, з супутниками B, C і D, видимими поруч

ζ Близнят має три видимі супутники, відомі з 19 століття й занесені до Вашингтонського каталогу парних зір як B, C і D. Зовсім нещодавно[коли?] до нього було внесено можливий спектроскопічний супутник, інші слабкі зорі поблизу були каталогізовані, а також було ідентифіковано належність зорі до розсіяного зоряного скупчення.

Найяскравіша близька зоря, WDS J07041+2034 C (або HD 268518), що має зоряну величину 7,6, була відкрита у 1779 році на кутовій відстані 91,9″ (101.3″ у 2008 році). Вона вдесятеро ближче ζ Близнят і має значний власний рух. Це зоря головної послідовності G1, яка схожа на Сонце[21].

Найближчий видимий супутник зорі — WDS J07041+2034 D, зоря 12-ї зоряної величини, у 2008 році була віддалена від ζ Близнят на 67,8″. Під час першого вимірювання у 1905 році була на відстані 80″. Вона розташована на небі між ζ Близнят і компонентом C, але більш віддалена, ніж обидві ці зорі[22].

Зоря WDS J07041+2034 B має зоряну величину 11m. 1831 року вона перебувала на кутовій відстані 76,0″, а 2008 року — на відстані 87,4″[22]. Сама по собі вона є спектроскопічною подвійною, хоча про обидва компоненти відомо небагато. Комбінований спектр належить до зорі головної послідовності F4. Вважається, що вона фізично пов'язана з надгігантською первинною зорею і є членом розсіяного скупчення навколо ζ Близнят[23].

Поєднання фотометрії, спектроскопії та астрометрії дозволило виявити 26 зір на відстані приблизно 355 парсек, які, імовірно, є членами скупчення, в якому «народилася» ζ Близнят. Найяскравіші з них — гігантські зорі спектральних класів B та A 7-ї зоряної величини, такі як HD 49381 і HD 50634, тоді як найтьмяніші члени скупчення — зорі 12-ї зоряної величини класу F головної послідовності, зокрема WDS J07041+2034 B[23].

Властивості

ред.

Про те, що ζ Близнят є спектроскопічною подвійною, повідомлялося на основі спостережень за покриття зорі Місяцем, але це не було підтверджено іншими методами[22].

Головна зоря ζ Близнят (WDS J07041+2034 Aa) — класична цефеїда, яка має періодичні зміни блиску через радіальні пульсації. У видимому світлі видима зоряна величина змінюється між максимумом 3,68 і мінімумом 4,16 (із середнім значенням 3,93) із періодом 10,148 діб. Цей період змінності скорочується на 3,1 секунди за рік, або 0,085 секунди за цикл. Спектральний клас змінюється між F7Ib і G3Ib протягом циклу пульсації. Водночас ефективна температура зовнішньої оболонки змінюється від 5780 K до 5260 K, а радіус — від 61 до 69 радіуса Сонця. У середньому зоря випромінює приблизно в 2900 разів більше, ніж Сонце[24].

Належність до скупчення забезпечує незалежну перевірку відстані, визначеної за паралаксом космічними телескопами Габбла і Гіппаркоса. Це сильно обмежує похибку визначення відстані до зорі: 363 ± 9(σx̄) або 363 ± 26(σ) парсек. Таким чином, завдяки точності ζ Близнят є важливою зорею для калібрування співвідношення період-світність для цефеїд, що застосовується для визначення шкали космічних відстаней. Паралакс, визначений Gaia, становить 2,2497±0,3006 кутових мілісекунд, тобто, відстань у межах похибки, лежить у верхній частині діапазону[25].

Інтерферометричні спостереження зорі ζ Близнят за допомогою пристрою FLUOR (англ. Fiber Linked Unit for Optical Recombination) на масиві інфрачервоних та оптичних телескопів (англ. Infrared and Optical Telescope Array), що на горі Хопкінса в Аризоні, дозволили виміряти кутовий діаметр цефеїди та незалежно визначити відстань до неї. Завдяки своєму найбільшому кутовому діаметру серед усіх північних класичних цефеїд, ζ Близнят є особливо привабливою для інтерферометричних спостережень. Спостереження відкривають нові можливості для визначення відстані до пульсуючих зір шляхом поєднання вимірювань радіальної швидкості та інтерферометрії. Інтерферометр ESO VLT з базою 200 м і підвищеною чутливістю забезпечить оцінку кутового діаметра для сотень цефеїд з точністю до 0,1 % і прямі вимірювання відстані на основі амплітуди пульсації з точністю до 1%[26].

Джерела

ред.
  1. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т у ф х ц ш щ ю я аа аб ав аг ад ае аж аи ак ал ам ан ап ар ас SIMBAD Astronomical Database
  2. ↑ а б в г д е Gaia Early Data Release 3 / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2020.
  3. ↑ Uesugi A., Fukuda I. Catalogue of rotational velocities of the stars — 1970. — Vol. 189.
  4. ↑ Gaia Data Release 2 / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  5. ↑ P. Klagyivik, L. Szabados Observational studies of cepheid amplitudes. I. Period-amplitude relationships for galactic cepheids and interrelation of amplitudes // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2009. — Vol. 504, Iss. 3. — P. 959–972. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/200811464 — arXiv:0908.3561
  6. ↑ Skowron D. M., Skowron J., Mroz P. et al. A three-dimensional map of the Milky Way using classical Cepheid variable stars // Science / H. Thorp — Northern America: AAAS, 2019. — Vol. 365, Iss. 6452. — P. 478–482, 478–482. — ISSN 0036-8075; 1095-9203 — doi:10.1126/SCIENCE.AAU3181 — arXiv:1806.10653
  7. ↑ Lutz T. E., Lutz J. H. Spectral classification and UBV photometry of bright visual double stars // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac — NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 1977. — Vol. 82. — P. 431–434. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/112066
  8. ↑ Ducati, J. R. Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system — 2002. — Vol. 2237.
  9. ↑ Takeda Y., Kang D.-I., Han I. et al. C, N, O and na abundances of cepheid variables: implications on the mixing process in the envelope // Mon. Not. R. Astron. Soc. / D. Flower — OUP, 2013. — Vol. 432. — P. 769–792. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STT528 — arXiv:1303.6593
  10. ↑ Leeuwen F. v. Validation of the new Hipparcos reduction // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2007. — Vol. 474, Iss. 2. — P. 653–664. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20078357 — arXiv:0708.1752
  11. ↑ а б M. Koleva, A. Vazdekis Stellar population models in the UV. I. Characterisation of the New Generation Stellar Library // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 538. — P. A143. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201118065 — arXiv:1111.5449
  12. ↑ ВУЕ
  13. ↑ а б в Zeta Geminorum. AAVSO. Процитовано 3 липня 2023. {{cite web}}: Cite має пустий невідомий параметр: |1= (довідка)
  14. ↑ Davis, George A. (1944). The pronunciations, derivations, and meanings of a selected list of star names. Popular Astronomy. 52: 8–30. Bibcode:1944PA.....52....8D.
  15. ↑ Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets. arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR]. {{cite arXiv}}: Проігноровано невідомий параметр |qoute= (довідка)
  16. ↑ Близнята // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 56. — ISBN 966-613-263-X.
  17. ↑ (кит.) 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表 [Архівовано 30 січня 2011 у Wayback Machine.], Hong Kong Space Museum.
  18. ↑ Engle, Scott G. (2015). The Secret Lives of Cepheids: A Multi-Wavelength Study of the Atmospheres and Real-Time Evolution of Classical Cepheids (Дипломна робота). arXiv.org. arXiv:1504.02713. Bibcode:2015PhDT........45E. doi:10.5281/zenodo.45252. S2CID 118408237.
  19. ↑ Henroteau, F. (1925), "A study of zeta Geminorum, I.", Publications of the Dominion Observatory Ottawa, 9: 105–116 https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1925PDO.....9..105H/abstract
  20. ↑ Abt, Helmut A.; Levy, Saul G. (March 1974), "Period Variation of the Cepheid Zeta Geminorum", Astrophysical Journal, 188: L75, [1]
  21. ↑ Gaia collaboration (August 2018). Gaia Data Release 2. Astronomy & Astrophysics (Summary of the contents and survey properties). 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Gaia DR2 record at VizieR.
  22. ↑ а б в The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog. The Astronomical Journal. (2001). {{cite web}}: |first= з пропущеним |last= (довідка)
  23. ↑ а б DISCOVERY OF THE HOST CLUSTER FOR THE FUNDAMENTAL CEPHEID CALIBRATOR ZETA GEMINORUM. The Astrophysical Journal Letters. Published 2012 February 28. {{cite web}}: |first= з пропущеним |last= (довідка)
  24. ↑ Lithium abundance and mass. "Lithium abundance and mass", Astronomy and Astrophysics. (December 1999). {{cite web}}: |first= з пропущеним |last= (довідка)
  25. ↑ Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties. Astronomy & Astrophysics.
  26. ↑ Kervella, P.; Coudé du Foresto, V.; Traub, W. A.; Lacasse, M. G. (1999). Interferometric Observations of the Cepheid ζ Geminorum with FLUOR / IOTA.

Зовнішні посилання

ред.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Мекбуда&oldid=43858293