Ιζάρ

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Πήδηση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση
  • Για τον ποταμό που διαρρέει το Μόναχο, δείτε Ίζαρ.


Ιζάρ (ε Βοώτου)
Αστερισμός: Βοώτης
Συντεταγμένες
(εποχή 2000.0):
α = 14h:44m:59,2s,
δ = +27°.04′.27″
Φαινόμενο μέγεθος: 2,37 και 5,12
Φασματικός τύπος: K0 II-III + A2 V
Απόσταση από τη Γη: 203 ± 8 έτη φωτός
Ονομασίες σε καταλόγους 36 Βοώτου, BD+27°2417,
HD 129989/129988,
HR 5505/5506, HIP 72105,
SAO 83500

Ο Ιζάρ (Izar) είναι ο δεύτερος σε φωτεινότητα (όπως φαίνεται από τη Γη) αστέρας στον αστερισμό Βοώτη, ο ε (έψιλον) Βοώτου (Epsilon Boötis, συντομογραφικά ε Boo). Ως αστέρας δεύτερου μεγέθους είναι εύκολα ορατός με γυμνό μάτι. Στην πραγματικότητα είναι διπλό αστρικό σύστημα, δηλαδή δύο αστέρες που περιφέρονται γύρω από το κοινό τους κέντρο μάζας, όπως διακρίνεται με ένα καλό μεγάλο ερασιτεχνικό τηλεσκόπιο.[1] Βρίσκεται περίπου στο μέσο του ευθύγραμμου τμήματος που ενώνει τον Αρκτούρο με τον δ Βοώτου (απέχει 10°22΄ από τον πρώτο και 9°04΄ από τον δεύτερο).

Ονομασίες[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Εκτός από το «Ιζάρ», ο αστέρας ε Βοώτου είναι (λιγότερο) γνωστός και με άλλα ιδιαίτερα ονόματα, όπως τα επίσης αραβικά Mirak και Mizar, ενώ ο Όττο Στρούβε τον ονόμασε Πουλχερίμα (Pulcherrima).[2] Φέρει επίσης την αρχαία ελληνική ονομασία Περίζωμα, από τη θέση του στη μέση της μορφής του Βοώτου. Το Ιζάρ προέρχεται από την αραβική λέξη إزار, που σημαίνει «πέπλο», ενώ το Mirak από το المراق (al-maraqq), που σημαίνει μέση ή υπογάστριο. Η λέξη pulcherrima είναι λατινική και σημαίνει «αγαπητότατη».[3]. Σύμφωνα με απόφασή της στις 21 Αυγούστου 2016, η ομάδα εργασίας επί των ονομάτων αστέρων (WGSN) της Διεθνούς Αστρονομικής Ενώσεως ενέκρινε επισήμως το όνομα Ιζάρ (Izar) για τον συγκεκριμένο αστέρα.

Στον κατάλογο αστέρων του Calendarium of Al Achsasi Al Mouakket, ο ε Βοώτου έφερε την ονομασία Mintek al Aoua (منطقة العوّاء), που μεταφράσθηκε στη λατινική ως Cingulum Latratoris, δηλαδή «ζώνη του γαυγίζοντα».[4]

Στην παραδοσιακή κινεζική αστρονομία ο όρος 梗河 (Gěng Hé), που σημαίνει «Ουράνια Λόγχη», αναφέρεται σε μια μικρή ομάδα αστέρων στον σεληνιακό οίκο «Ρίζα», αποτελούμενη από τον ε Βοώτου και τους σ και ρ Βοώτου.[5] Ο ίδιος ο ε Βοώτη ήταν γνωστός έτσι ως 梗河一 (Gěng Hé yī), δηλαδή ο Πρώτος (αστέρας) της Ουράνιας Λόγχης.[6]

Αστροφυσικά δεδομένα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Χάρτης των δύο μελών του συστήματος του ε Βοώτη (ο Βορράς είναι προς τα επάνω).

Ο ε αποτελείται από δύο αστέρες σε γωνιακή απόσταση (διαχωρισμό) 2,85 δευτερόλεπτα της μοίρας και γωνία θέσης 342,9°.[7] Ο φωτεινότερος (ο κύριος αστέρας), ο ε Βοώτου A, έχει οπτικό φαινόμενο μέγεθος[8] 2,37, ενώ ο αμυδρότερος (ο συνοδός), ο ε Βοώτου B, έχει μέγεθος 5,12, δηλαδή αν ήταν μόνος του θα ήταν επίσης ορατός με γυμνό μάτι, αν και με δυσκολία. παραλλακτικές μετρήσεις από τον αστρομετρικό δορυφόρο HIPPARCOS[9][10] δίνουν την απόσταση του συστήματος ως 62 παρσέκ (203 έτη φωτός) από τη Γη.[11] Αυτό σημαίνει ότι ο πραγματικός διαχωρισμός τους είναι περίπου 185 AU και περιφέρονται γύρω από το κοινό τους κέντρο μάζας μία φορά κάθε χίλια και πλέον γήινα χρόνια.[3]

Ο ε Βοώτου A έχει φάσμα απλού ή λαμπρού πορτοκαλί γίγαντα[12], κάτι που σημαίνει ότι βρίσκεται σε προχωρημένο στάδιο της αστρικής του εξελίξεως, έχοντας ήδη εξαντλήσει το υδρογόνο στον πυρήνα του. Με μάζα υπερτετραπλάσια της μάζας του Ήλιου[13], έχει διασταλεί σε διάμετρο περίπου 33 φορές μεγαλύτερη της ηλιακής (δηλαδή έχει όγκο 36 χιλιάδες φορές μεγαλύτερο του όγκου του Ήλιου) και έχει πραγματική λαμπρότητα 400 φορές μεγαλύτερη της ηλιακής[14], κάτι που αντιστοιχεί σε απόλυτο μέγεθος 1,61. Η επιφανειακή θερμοκρασία του είναι[14] 4.550 K και έχει δείκτη χρώματος (B−V) = +0,97.[15] Η ηλικία του εκτιμάται σε 33 έως 41 εκατομμύρια έτη.

Ο συνοδός αστέρας έχει φάσμα λευκού αστέρα της κύριας ακολουθίας[16] και περιστρέφεται ταχύτατα γύρω από τον άξονά του (γραμμική ταχύτητα περιστροφής στον ισημερινό του 123 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο έναντι μόλις 10,9 του κύριου αστέρα).[17] Μέχρι να φθάσει ο συνοδός στο εξελικτικό στάδιο όπου βρίσκεται σήμερα ο κύριος αστέρας, ο τελευταίος θα έχει χάσει μεγάλο μέρος της μάζας του με τη μορφή ενός πλανητικού νεφελώματος και το κεντρικό του τμήμα θα έχει μετατραπεί σε λευκό νάνο. Το ζεύγος τότε θα έχει αλλάξει ρόλους: ο A θα έχει γίνει αμυδρός και λευκός, ενώ ο B θα λάμπει ως γίγαντας αστέρας.[3]

Το όλο σύστημα του ε Βοώτου πλησιάζει τη Γη και το Ηλιακό Σύστημα με μέση ταχύτητα 16,31 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο (58.700 χιλιόμετρα την ώρα).


Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. Monks, Neale (2010), Go-To Telescopes Under Suburban Skies, Patrick Moore's Practical Astronomy Series, Springer, σελ. 110, ISBN 1-4419-6850-4, https://books.google.com/books?id=waO6tUtfblsC&pg=PA110 
  2. Norton's Star Atlas, Gall & Inglis, 2η έκδ., Εδιμβούργο 1959
  3. 3,0 3,1 3,2 Kaler, James B., Izar, University of Illinois, http://stars.astro.illinois.edu/sow/izar.html, ανακτήθηκε στις 2012-01-09 
  4. Knobel, E.B. (June 1895), «Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 55: 429, doi:10.1093/mnras/55.8.429 
  5. 中國星座神話 του 陳久金, εκδ. 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7.
  6. 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表 Αρχειοθετήθηκε 2011-01-29 στο Wayback Machine., Μουσείο Διαστήματος του Χονγκ Κονγκ. Ανακτήθηκε στις 23/11/2010.
  7. Prieur, J.-L.; Scardia, M.; Pansecchi, L.; Argyle, R.W.; Sala, M.; Ghigo, M.; Koechlin, L.; Aristidi, E. (Ιούνιος 2008), «Speckle observations with PISCO in Merate - V. Astrometric measurements of visual binaries in 2006», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 387 (2): 772–782, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13265.x 
  8. Johnson, H.L. και άλλοι. (1966). «UBVRIJKL photometry of the bright stars». Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 4 (99). Bibcode1966CoLPL...4...99J. 
  9. Perryman, M.A.C.; Lindegren, L.; Kovalevsky, J. (Ιούλιος 1997), «The Hipparcos Catalogue», Astronomy and Astrophysics 323: L49–L52 
  10. Perryman, Michael (2010), The Making of History's Greatest Star Map, Χαϊδελβέργη: Springer-Verlag, doi:10.1007/978-3-642-11602-5 
  11. van Leeuwen, F. (Νοέμβριος 2007). «Validation of the new Hipparcos reduction». Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653–664. doi:10.1051/0004-6361:20078357. Bibcode2007A&A...474..653V. 
  12. Luck, R. Earle; Wepfer, Gordon G. (Νοέμβριος 1995), «Chemical Abundances for F and G Luminosity Class II Stars», Astronomical Journal 110: 2425, doi:10.1086/117702 
  13. Gondoin, P. (Δεκέμβριος 1999), «Evolution of X-ray activity and rotation on G-K giants», Astronomy and Astrophysics 352: 217–227 
  14. 14,0 14,1 Massarotti, Alessandro; Latham, David W.; Stefanik, Robert P.; Fogel, Jeffrey (Ιανουάριος 2008), «Rotational and Radial Velocities for a Sample of 761 Hipparcos Giants and the Role of Binarity», The Astronomical Journal 135 (1): 209–231, doi:10.1088/0004-6256/135/1/209 
  15. The Colour of Stars, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, 21 Δεκεμβρίου 2004, http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html, ανακτήθηκε στις 2012-01-16 
  16. Cowley, A.; Cowley, C.; Jaschek, M.; Jaschek, C. (Απρίλιος 1969), «A study of the bright A stars. I. A catalogue of spectral classifications», Astronomical Journal 74: 375–406, doi:10.1086/110819 
  17. Royer, F.; Grenier, S.; Baylac, M.-O.; Gómez, A.E.; Zorec, J. (Οκτώβριος 2002), «Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i», Astronomy and Astrophysics 393: 897–911, doi:10.1051/0004-6361:20020943 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Epsilon Boötis της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 3.0. (ιστορικό/συντάκτες).