Βήτα Κριού
| Σαρατάν (β Κριού) | ||
|---|---|---|
| Αστερισμός: | Κριός | |
| Συντεταγμένες (εποχή 2000.0): | α = 1h:54m:38,4s , δ = +20°.48′29″ | |
| Φαινόμενο μέγεθος: | +2,655 | |
| Φασματικός τύπος: | A5 V | |
| Απόσταση από τη Γη: | 59,6 ± 0,8 έτη φωτός | |
| Ονομασίες σε καταλόγους | 6 Κριού, BD+20°306, HD 11636, HIP 8903, HR 553, SAO 75012 | |
Ο β (βήτα) Κριού (Beta Arietis, β Ari), γνωστός και με το ιδιαίτερο όνομα Σαρατάν (Sharatan) ή Σερατάν (Sheratan) είναι ο δεύτερος σε φωτεινότητα (όπως φαίνεται από τη Γη) αστέρας του ζωδιακού αστερισμού Κριού, μετά τον Χαμάλ. Είναι εύκολα ορατός με γυμνό μάτι από την Ελλάδα τις χειμωνιάτικες νύχτες. Βρίσκεται στο δυτικό μέρος του Κριού, 1,5 μοίρα περίπου βόρεια του γ Κριού και 4 μοίρες από τον Χαμάλ. Ο Σαρατάν συμβολίζει το δεύτερο κέρατο του κριαριού που απεικονίζει ο αστερισμός. Είναι διπλό αστρικό σύστημα.
Ονομασίες
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Οι παραδοσιακές ονομασίες Sheratan, Sharatan και Sheratim[1] από το Al Sharatan, προέρχονται από την αραβική λέξη الشراطان (aš-šarāţain), που μεταφράζεται ως «τα δύο σημεία» (δυϊκός αριθμός), μία αναφορά στο γεγονός ότι πριν από δυόμισυ ως τρεις χιλιάδες χρόνια ο αστέρας σημείωνε το εαρινό σημείο μαζί με τον γ Κριού. Το 2016 η Διεθνής Αστρονομική Ένωση οργάνωσε μια ομάδα εργασίας επί των ονομάτων των αστέρων (IAU Working Group on Star Names, WGSN)[2] προκειμένου να επισημοποιήσει ιδιαίτερα ονόματα για αστέρες. Στις 21 Αυγούστου 2016 η WGSN ενέκρινε το όνομα Sheratan για τον β Κριού.
Στην αρχαία κινεζική αστρονομία η λέξη 婁宿 (Lóu Su), που σημαίνει «δεσμός», αναφέρεται σε έναν μικρό αστερισμό που αποτελείτο από τους αστέρες β, γ και α Κριού.[3] Ο ίδιος ο β ήταν λοιπόν γνωστός ως 婁宿一 (Lóu Su yī), δηλαδή ο Πρώτος (αστέρας) του Δεσμού.[4]
Αστροφυσικά χαρακτηριστικά
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Ο β Κριού έχει μετρημένη παράλλαξη 0,0547 δευτερόλεπτο της μοίρας, που αντιστοιχεί σε απόσταση 59,6 ± 0,8 ετών φωτός από τη Γη. Είναι φασματοσκοπικώς διπλός αστέρας, δηλαδή αποτελείται στην πραγματικότητα από δύο αστέρες που περιφέρονται περί το κοινό κέντρο μάζας τους, τόσο κοντά ο ένας στον άλλο, ώστε δεν διαχωρίζονται ακόμα και με τη μεγαλύτερη μεγέθυνση που μπορεί να επιτύχει ένα τηλεσκόπιο χωρίς ειδικές μεθόδους. Αυτό το πέτυχε το Αστρικό Συμβολόμετρο Mark III στο Αστεροσκοπείο του όρους Γουίλσον. Οι δύο αστέρες συμπληρώνουν μία πλήρη περιφορά κάθε 107 γήινες ημέρες, ενώ οι τροχιές τους είναι πολύ ελλειπτικές (μεγάλης εκκεντρότητας, e = 0,90).[5] Το επίπεδο της τροχιάς σχηματίζει γωνία 45 μοιρών περίπου με την ευθεία που συνδέει τη Γη με το σύστημα.
Ο μεγαλύτερης μάζας αστέρας, ο β Ari A, είναι νάνος αστέρας της Κύριας ακολουθίας με μάζα 2,34 ± 0,10 φορές τη μάζα του Ήλιου και δείκτη χρώματος B−V = +0,142 (λευκό χρώμα). Η θερμοκρασία της επιφάνειάς του ανέρχεται σε 9.000 Κ περίπου, ενώ έχει απόλυτη λαμπρότητα που αντιστοιχεί σε απόλυτο μέγεθος +1,55, δηλαδή 23 φορές μεγαλύτερη της ηλιακής. Η ηλικία του εκτιμάται σε 300 εκατομμύρια γήινα έτη περίπου.
Το φάσμα του μικρότερου αστέρα, του β Ari B, δεν έχει προσδιορισθεί, αλλά με βάση τη μάζα του, που είναι 1,34 ± 0,07 φορά η μάζα του Ήλιου, πρέπει να έχει φασματικό τύπο από F5 III–V μέχρι G0 V. Είναι σχεδόν 4 μεγέθη αμυδρότερος του β Ari A, οπότε το φως του συστήματος κυριαρχείται από το φως του κύριου αστέρα.[5] Ειδικότερα, με απόλυτη λαμπρότητα περίπου 30% μεγαλύτερη της ηλιακής, είναι αρκετά παρόμοιος αστέρας με τον Ήλιο μας, αν και θερμότερος. Καθώς ο κύριος αστέρας του συστήματος θα εξελίσσεται σε ερυθρό γίγαντα, αναμένεται να αρχίσει μεταφορά μάζας από αυτόν προς τον δευτερεύοντα αστέρα.[6]
Το σύστημα, που πλησιάζει τη Γη και το Ηλιακό Σύστημα με ταχύτητα 1,9 χιλιόμετρο ανά δευτερόλεπτο (6.800 χιλιόμετρα την ώρα)[7], έχει παρατηρηθεί με το Διαστημικό τηλεσκόπιο Σπίτζερ για τη διερεύνηση της υπάρξεως περίσσεια υπερύθρου στο φως του, ωστόσο δεν ανιχνεύθηκε κάτι τέτοιο.[8]
Παραπομπές
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- ↑ Allen, Richard Hinckley (1899), Star-Names and Their Meanings, Νέα Υόρκη: G.E. Stechert, σελ. 81–82, https://books.google.com/books?id=5xQuAAAAIAAJ&pg=PA81, ανακτήθηκε στις 2011-12-24
- ↑ IAU Working Group on Star Names (WGSN), Διεθνής Αστρονομική Ένωση, https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/, ανακτήθηκε στις 22 Μαΐου 2016
- ↑ 中國星座神話, του 陳久金, έκδ. 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7
- ↑ (Κινέζικα) 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表 Αρχειοθετήθηκε 2010-08-18 στο Wayback Machine., Μουσείο Διαστήματος του Χονγκ Κονγκ. Ανακτήθηκε στις 23 Νοεμβρίου 2010.
- ↑ 5,0 5,1 Pan, X.P.; Shao, M.; Colavita, M.M.; Mozurkewich, D.; Simon, R.S.; Johnston, K.J. (1990), «Apparent orbit of the spectroscopic binary Beta Arietis with the time Mark III Stellar Interferometer», Astrophysical Journal 356: 641–645, doi:
- ↑ Fuhrmann, Klaus (Φεβρουάριος 2008), «Nearby stars of the Galactic disc and halo - IV», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 384 (1): 173–224, doi:
- ↑ Wilson, Ralph Elmer (1953). General Catalogue of Stellar Radial Velocities. Washington: Carnegie Institution of Washington. Bibcode:1953GCRV..C......0W.
- ↑ Gray, R.O.; Corbally, C.J.; Garrison, R.F.; McFadden, M.T.; Robinson, P.E. (Οκτώβριος 2003), «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I.», The Astronomical Journal 126 (4): 2048–2059, doi:
Εξωτερικοί σύνδεσμοι
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- Φωτογραφία του β Κριού στο ερυθρό από την Ουράνια Επισκόπηση του Palomar (POSSII)
- Beta Arietis by Professor Jim Kaler.
- ARICNS entry
- The Constellations and Named Stars
  | Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Beta Arietis της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 4.0. (ιστορικό/συντάκτες). |