Ζήτα Αετού

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
(Ανακατεύθυνση από 17 Αετού)
ζ Αετού
Αστερισμός: Αετός
Συντεταγμένες
(εποχή 2000.0): 		α = 19h:05m:25s,
δ = +13°.51′.49″
Φαινόμενο μέγεθος: 2,98
Φασματικός τύπος: A0 Vn
Απόσταση από τη Γη: 83,0 ± 0,3 έτη φωτός
Ονομασίες σε καταλόγους 17 Αετού, BD+13°3899,
HD 177724, HIP 93747,
HR 7235, SAO 104461

Ο ζ (ζήτα) Αετού (Zeta Aquilae, συντομογραφικά ζ Aql) είναι ο τρίτος σε φωτεινότητα (όπως φαίνεται από τη Γη) αστέρας στον αστερισμό Αετό, εύκολα ορατός με γυμνό μάτι ως αστέρας τρίτου μεγέθους.[1] Είναι φασματοσκοπικώς διπλός αστέρας[2] και, με βάση μετρήσεις της παραλλάξεώς του από την αποστολή HIPPARCOS, απέχει από τη Γη, και γενικότερα από το Ηλιακό Σύστημα, περίπου 83 έτη φωτός.[3] Παρατηρώντας τον ουρανό, τον βλέπουμε κοντά στο βορειοδυτικό άκρο του αστερισμού του, μόλις 1°51΄ νοτιοανατολικά από τον αμυδρότερό του ε (έψιλον) Αετού.

Ονομασίες[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

ζ Αετού (ζ Aquilae) είναι η ονομασία του αστέρα κατά Bayer. Οι ονομασίες για τα δύο κυριότερα μέλη (αστέρες) που τον συναποτελούν στην πραγματικότητα, ζ Aquilae A και B, προέρχονται από τη σύμβαση για τους πολλαπλούς αστέρες που έχει υιοθετηθεί από τη Διεθνή Αστρονομική Ένωση (IAU).[4] Το ευρύτερο σύστημα του οποίου ο ζ Αετού αποτελεί μέλος φέρει την ονομασία καταλόγου WDS J19054+1352 στον Κατάλογο Διπλών Αστέρων της Ουάσινγκτον.

Ο ζ και ε Αετού μαζί έφεραν το παραδοσιακό όνομα Ντενέμπ ελ Οκάμπ, από την αραβική φράση ذنب العقاب (Dhanab al-ʽuqāb), που σημαίνει «η ουρά του αετού», την οποία σημειώνουν στο σχήμα του αστερισμού.[5] Την 1η Ιουνίου 2018 η ομάδα εργασίας επί των ονομάτων αστέρων της Διεθνούς Αστρονομικής Ενώσεως[6] ενέκρινε επισήμως το όνομα Οκάμπ (Okab) μόνο για το κύριο μέλος του συστήματος ζ Αετου, τον αστέρα ζ Αετού A.

Στην παραδοσιακή κινεζική αστρονομία οι ε και ζ Αετού έφεραν τις ονομασίες Γου and Γιουέ αντιστοίχως, από τα ονόματα των αρχαίων κρατών της Κίνας Γου (吳) και Γιουέ (越).[5][7]

Στον κατάλογο αστέρων του Αλ Αχσασί αλ Μουακέτ, ο ζ Αετού αναφέρεται ως Ντζένεμπ αλ Ταΐρ, από το αραβικό ذنب الطائر, ονομασία που αποδόθηκε στη λατινική ως Cauda (Vulturis) Volantis, δηλαδή «η ουρά του ιπτάμενου [αετού]».[8]

Αστροφυσικά δεδομένα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο συνδυασμένος φασματικός τύπος του ζ Αετού είναι A0 Vn[9], όπου η τάξη λαμπρότητας V υποδεικνύει ότι είναι νάνος αστέρας της Κύριας ακολουθίας. Ο κύριος αστέρας έχει μάζα υπερδιπλάσια της ηλιακής, το ίδιο και διάμετρο[10][11], ενώ η φωτιστική του ισχύς είναι 39,4 φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου[11], τιμή που αντιστοιχεί σε απόλυτο μέγεθος +0,96. Η ενεργός θερμοκρασία του ανέρχεται σε περίπου 9.620 K[11], κάτι που του δίνει το απόλυτα λευκό χρώμα των αστέρων τύπου Α με δείκτη χρώματος[1] (B−V) = +0,009. Η ηλικία του αστέρα εκτιμάται σε 50 έως 150 εκατομμύρια έτη[10], είναι δηλαδή πολύ νεότερος από τον Ήλιο.

Η περιστροφή αυτού του αστέρα είναι ταχύτατη με προβαλλόμενη ταχύτητα στον ισημερινό του 317 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο.[12] Ως αποτέλεσμα, το σχήμα του απέχει αρκετά από το σφαιρικό: η ισημερινή ακτίνα του πρέπει να είναι το λιγότερο 30,7% μεγαλύτερη από την πολική.[10] Εξαιτίας του φαινομένου Ντόπλερ, αυτή η ταχεία περιστροφή διευρύνει και θολώνει τις γραμμές απορροφήσεως στο φάσμα του αστέρα, όπως υποδεικνύει το επίθεμα «n» στον φασματικό του τύπο.

Οι αστροφυσικοί χρησιμοποιούν τον ζ Αετού ως «τελουρικό πρότυπο αστέρα»[13], δηλαδή το φάσμα του χρησιμεύει ως πρότυπο για τη διόρθωση της παρουσίας φασματικών γραμμών που προέρχονται από τη γήινη ατμόσφαιρα στα φάσματα γειτονικών αστέρων.[14] Οι παρατηρήσεις του αστέρα στο υπέρυθρο για τη μεγάλη επισκόπηση όλου του ουρανού 2MASS θεωρήθηκε ότι αποκαλύπτουν περίσσεια υπερύθρου. Ωστόσο, η κατανομή αυτής της εκπομπής δεν μπορούσε να ερμηνευθεί με την παρουσία δίσκου σκόνης γύρω από τον αστέρα.[10] Αργότερα, η ανίχνευση αυτή αποδόθηκε σε λάθος που προκλήθηκε από τον κορεσμό των ανιχνευτών του υπέρυθρου.[11]

Συνοδοί αστέρες[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο Κατάλογος Διπλών Αστέρων της Ουάσινγκτον αναφέρει δύο αστέρες 12ου μεγέθους σε γωνιακές αποστάσεις 7,5΄΄ και 160΄΄ (τους WDS J19054+1352B και C), συν έναν 11ου μεγέθους με διαχωρισμό 200΄΄ (WDS J19054+1352D) και έναν μακρινότερο αστέρα 16ου μεγέθους (WDS J19054+1352E).[2] Ο Κατάλογος Μελών Διπλών και Πολλαπλών Αστέρων αναφέρει τους δύο πρώτους αστέρες.[15]

Το 2014 ο αστέρας WDS J19054+1352B διακριβώθηκε ότι συναποτελεί διπλό σύστημα με τον κύριο αστέρα (τον A), δηλαδή ότι είναι βαρυτικά δέσμιός του, και έχει μάζα το μισό περίπου της ηλιακής, ενώ η απόστασή του από τον κύριο αστέρα είναι 185 AU. Ο E θεωρήθηκε επίσης ότι μοιράζεται την κίνηση του παραπάνω ζεύγους στον χώρο, έχοντας μάζα μόλις το 14% της ηλιακής και απόσταση 38 χιλιάδες AU από τον κύριο αστέρα.[16] Το σύστημα AB πλησιάζει τη Γη και το Ηλιακό Σύστημα με μέση ταχύτητα 25 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο (90.000 χιλιόμετρα την ώρα).[17]


Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. ↑ 1,0 1,1 Gutierrez-Moreno, Adelina; Moreno, H.; Stock, J.; Torres, C.; Wroblewski, H. (1966), «A System of photometric standards», Publ. Dept. Astron. Univ. Chile (Publicaciones Universidad de Chile, Department de Astronomy) 1: 1–17 
  2. ↑ 2,0 2,1 Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (2001). «The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog». The Astronomical Journal 122 (6): 3466. doi:10.1086/323920. Bibcode: 2001AJ....122.3466M. https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2001-12_122_6/page/3466. 
  3. ↑ van Leeuwen, F. (Νοέμβριος 2007), «Validation of the new Hipparcos reduction», Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653–664, doi:10.1051/0004-6361:20078357 
  4. ↑ Hessman, F.V.; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, T.R.; Guenther, E.; Schwope, A. και άλλοι. (2010). «On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets». arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR]. 
  5. ↑ 5,0 5,1 Allen, Richard Hinckley (1963) [1899]. Star Names: Their Lore and MeaningΑπαιτείται δωρεάν εγγραφή (Reprint έκδοση). Νέα Υόρκη: Dover Publications Inc. σελ. 61. ISBN 0-486-21079-0. 
  6. ↑ 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 
  7. ↑ English-Chinese Glossary of Chinese Star Regions, Asterisms and Star Name Αρχειοθετήθηκε 10 August 2010[Date mismatch] στο Wayback Machine., Διαστημικό Μουσείο του Χονγκ Κονγκ. Ανακτήθηκε στις 23 Νοεμβρίου 2010.
  8. ↑ Knobel, E.B. (Ιούνιος 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 (8): 429–438. doi:10.1093/mnras/55.8.429. Bibcode: 1895MNRAS..55..429K. 
  9. ↑ 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 
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 Absil, O.; di Folco, E.; Mérand, A.; Augereau, J.-C.; Coudé du Foresto, V.; Defrère, D.; Kervella, P.; Aufdenberg, J.P. και άλλοι. (Σεπτέμβριος 2008), «A near-infrared interferometric survey of debris disc stars. II. CHARA/FLUOR observations of six early-type dwarfs», Astronomy and Astrophysics 487 (3): 1041–1054, doi:10.1051/0004-6361:200810008 
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 Plavchan, Peter; Werner, M.W.; Chen, C.H.; Stapelfeldt, K.R.; Su, K.Y.L.; Stauffer, J.R.; Song, I. (Ιούνιος 2009), «New Debris Disks Around Young, Low-Mass Stars Discovered with the Spitzer Space Telescope», The Astrophysical Journal 698 (2): 1068–1094, doi:10.1088/0004-637X/698/2/1068 
  12. ↑ Royer, F.; Zorec, J.; Gómez, A.E. (Φεβρουάριος 2007), «Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions», Astronomy and Astrophysics 463 (2): 671–682, doi:10.1051/0004-6361:20065224 
  13. ↑ Kiss, László L.; Vinkó, József (Μάιος 2000), «A photometric and spectroscopic study of the brightest northern Cepheids - III. A high-resolution view of Cepheid atmospheres», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 314 (2): 420–432, doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03375.x 
  14. ↑ Niessen, P. E. (2008). «The 2007 ESO Instrument Calibration Workshop: Proceedings of the ESO Workshop Held in Garching, Germany, 23-26 Ιανουαρίου 2007». Στο: Kaufer, Andreas; Kerber, Florian, επιμ. Eso Astrophysics Symposia. Springer, pp. 365-374. ISBN 3-540-76962-5. https://books.google.com/books?id=k5QRClQq7JgC&pg=PA367. 
  15. ↑ Dommanget, J.; Nys, O. (1994). «Catalogue des composantes d'etoiles doubles et multiples (CCDM) premiere edition - Catalogue of the components of double and multiple stars (CCDM) first edition». Com. De l'Observ. Royal de Belgique 115: 1. Bibcode: 1994CoORB.115....1D. 
  16. ↑ De Rosa, R.J.; Patience, J.; Wilson, P.A.; Schneider, A; Wiktorowicz, S.J.; Vigan, A; Marois, C.; Song, I. και άλλοι. (2014). «The VAST Survey - III. The multiplicity of A-type stars within 75 pc». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 437 (2): 1216. doi:10.1093/mnras/stt1932. Bibcode: 2014MNRAS.437.1216D. 
  17. ↑ Evans, D.S. (20-24 Ιουνίου 1966). «Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30». Στο: Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick, επιμ. 30. University of Toronto: IAU, 57. Bibcode: 1967IAUS...30...57E. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Ζήτα_Αετού&oldid=9162157"