Άλφα Καμίνου
| α Καμίνου | ||
|---|---|---|
| Αστερισμός: | Κάμινος | |
| Συντεταγμένες (εποχή 2000.0): |
α = 3h:12m:04,5s, δ = −28°.59′.15″ | |
| Φαινόμενο μέγεθος: | 3,85 (3,98 και 7,19) | |
| Φασματικός τύπος: | F8 IV | |
| Απόσταση από τη Γη: | 46,4 ± 0,3 έτη φωτός | |
| Ονομασίες σε καταλόγους | 12 Ηριδανού, CD−29°1177, HD 20010, HIP 14879, HR 963, SAO 168373 | |
Ο α (άλφα) Καμίνου (Alpha Fornacis, α For) είναι ο φωτεινότερος αστέρας στον αστερισμό Κάμινο, ο μόνος με φαινόμενο μέγεθος μικρότερο του 4,0. Βρίσκεται στη βορειοανατολική πλευρά του αστερισμού, 6 μοίρες βορειοανατολικά του β Καμίνου. Είναι διπλό αστρικό σύστημα, δηλαδή πρόκειται στην πραγματικότητα για δύο αστέρες που περιφέρονται γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους μία φορά κάθε 269 γήινα έτη. Παρά το ότι απέχει αρκετά από τα σύνορα του αστερισμού Ηριδανού (πάνω από 5°), η ονομασία του κατά Φλάμστηντ (αριθμός Φλάμστηντ) είναι, λανθασμένα, «12 Ηριδανού».
Ονομασίες
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Οι επιμέρους αστέρες του συστήματος αποκαλούνται Α (α For A, α Καμίνου A) και B (α For B, α Καμίνου B), σύμφωνα με τη διεθνή σύμβαση για τα ονόματα μελών διπλών και πολλαπλών αστέρων (τα κεφαλαία A και B είναι λατινικά και όχι ελληνικά γράμματα). Το 2016 η Διεθνής Αστρονομική Ένωση (IAU) συνέστησε μια ομάδα εργασίας επί των ονομάτων των αστέρων (WGSN)[1] για να καταλογογραφήσει και να προτυποποιήσει ιδιαίτερα ονόματα για αστέρες. Η WGSN απεφάσισε να εκχωρήσει τα ιδιαίτερα ονόματα στα ξεχωριστά μέλη αστρικών συστημάτων, και όχι σε ολόκληρα τα συστήματα όπως ήταν η κατάσταση μέχρι τότε.[2] Ενέκρινε έτσι στις 5 Σεπτεμβρίου 2017 για τον α For A το ιδιαίτερο όνομα Νταλίμ (Dalim), ένα όνομα που εμφανίζεται μόνο στον Κατάλογο του Παλέρμο (1803) του Τζουζέπε Πιάτσι για όλο τον α Καμίνου. Κατόπιν αυτού, ο α Καμίνου A εμφανίζεται με αυτό το όνομα στον Κατάλογο των εγκεκριμένων από την IAU ονομάτων αστέρων.[3]
Αστροφυσικά δεδομένα
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Το σύστημα του α Καμίνου παρουσιάζει μία περίσσεια υπερύθρου, που ίσως υποδεικνύει την παρουσία περιαστρικής ύλης, π.χ. ενός δίσκου συντριμμάτων.[4] Πριν από περίπου 350.000 έτη, ο α Καμίνου πέρασε κοντά από τον αστέρα Κύριας ακολουθίας (τύπου A) νι Ωρολογίου, συγκεκριμένα σε απόσταση 0,265 έτος φωτός από αυτόν. Κατά σύμπτωση, αμφότεροι οι αστέρες φαίνεται ότι έχουν περιαστρική ύλη.[5] Η ηλικία του συστήματος α Καμίνου εκτιμάται σε 2,9 δισεκατομμύρια έτη.[6][7]
Οι δύο αστέρες-μέλη του διπλού συστήματος περιφέρονται σε υψηλής εκκεντρότητας τροχιά (e = 0,73) με μεγάλο ημιάξονα 4΄΄ όπως φαίνεται από τη Γη. Πλησίασαν στην ελάχιστη απόσταση ο ένας τον άλλον (περίαστρο) το έτος 1947 και θα ξαναπλησιάσουν 269 (γήινα) έτη αργότερα. Από τη Γη και το Ηλιακό Σύστημα, το σύστημα του α Καμίνου απέχει 46,4 ± 0,3 έτη φωτός και μάς πλησιάζει με μέση ταχύτητα 20,5 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο[8] (73.800 χιλιόμετρα την ώρα).
Ο α Καμίνου A
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Ο α For A, με φαινόμενο μέγεθος 3,98, είναι λευκοκίτρινος υπογίγαντας αστέρας (φασματικός τύπος F8 IV), που μάλλον έχει μόλις εξελιχθεί αρκετά ώστε να αρχίζει να εκφεύγει από την Κύρια ακολουθία.[9] Η μάζα του είναι κατά 33% μεγαλύτερη της μάζας του Ηλίου, η διάμετρός του διπλάσια της ηλιακής και η απόλυτη λαμπρότητά του (φωτιστική ισχύς) 4,9 φορές μεγαλύτερη της ηλιακής, κάτι που αντιστοιχεί σε επιφανειακή θερμοκρασία 6.240 K.
Ο α Καμίνου B
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Ο α For B έχει αναγνωρισθεί ως κυανός παραμένων (blue straggler), έχοντας το πιθανότερο είτε αποσπάσει ύλη από κάποιον τρίτο αστέρα, είτε συγχωνευθεί με κάποιον τρίτο αστέρα κατά το παρελθόν. Καθώς έχει φαινόμενο μέγεθος 7,19, η φωτιστική του ισχύς είναι 19,2 φορές μικρότερη από αυτή του α For A και έχει μάζα ίση με το 78% της ηλιακής, αποτελεί όμως ισχυρή πηγή ακτίνων X.[10]
Παραπομπές
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- ↑ «IAU Working Group on Star Names (WGSN)». Ανακτήθηκε στις 22 Μαΐου 2016.
- ↑ «WG Triennial Report (2015-2018) - Star Names» (PDF). σελ. 5. Ανακτήθηκε στις 14 Ιουλίου 2018.
- ↑ «Naming Stars», IAU.org. Ανακτήθηκε στις 16 Δεκεμβρίου 2017.
- ↑ Oudmaijer, Rene D. (Δεκέμβριος 1992). «SAO stars with infrared excess in the IRAS Point Source Catalog». Astronomy and Astrophysics Supplement Series 96 (3): 625–643. Bibcode: 1992A&AS...96..625O.
- ↑ Deltorn, J.-M.; Kalas, P. (2001). «Search for Nemesis Encounters with Vega, ε Eridani, and Fomalhaut». Στο: Ray Jayawardhana, επιμ. Young Stars Near Earth: Progress and Prospects. ASP Conference Series. 244. San Francisco: Αστρονομική Εταιρεία του Ειρηνικού, p. 227. ISBN 1-58381-082-X. Bibcode: 2001ASPC..244..227D.
- ↑ Santos, N.C.; Israelian, G.; Mayor, M. (Ιούλιος 2001). «The metal-rich nature of stars with planets». Astronomy and Astrophysics 373 (3): 1019–1031. doi:. Bibcode: 2001A&A...373.1019S.
- ↑ Nordström, B.; Mayor, M.; Andersen, J.; Holmberg, J.; Pont, F.; Jørgensen, B.R.; Olsen, E.H.; Udry, S. και άλλοι. (Μάιος 2004). «The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs». Astronomy and Astrophysics 418 (3): 989–1019. doi:. Bibcode: 2004A&A...418..989N. See VizierR catalogue V/130.
- ↑ Evans, D.S. (20-24 Ιουνίου 1966). «The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities». Στο: Batten, Alan Henry, επιμ. Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30. University of Toronto: Διεθνής Αστρονομική Ένωση. Bibcode: 1967IAUS...30...57E.
- ↑ Lopez, Bruno; Schneider, Jean; Danchi, William C. (Ιούλιος 2005). «Can Life Develop in the Expanded Habitable Zones around Red Giant Stars?». The Astrophysical Journal 627 (2): 974–985. doi:. Bibcode: 2005ApJ...627..974L.
- ↑ Fuhrmann, K.; Chini, R. (Αύγουστος 2015), «Multiplicity among F-type Stars. II», The Astrophysical Journal 809 (1): 19, doi:, 107
Εξωτερικοί σύνδεσμοι
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- Ο α For (Dalim) στο sky-map.org
