π Κασσιόπης
| π Κασσιόπης | ||
|---|---|---|
| Αστερισμός: | Κασσιόπη | |
| Συντεταγμένες (εποχή 2000.0): | α = 0h:43m:28,1s[1], δ = +47°.01′28″[1] | |
| Φαινόμενο μέγεθος: | 4,949[2] | |
| Φασματικός τύπος: | A5V[3] + A5V[4] | |
| Απόλυτο μέγεθος: | +1,30[5] | |
| Απόσταση από τη Γη: | 175 ± 3 έτη φωτός | |
| Ονομασίες σε καταλόγους | 20 Κασσιόπης, BD+46° 146, HD 4058, HIP 3414, HR 184, SAO 36602 | |
Ο π (πι) Κασσιόπης (Pi Cassiopeiae, συντομογραφικώς π Cas) είναι αστέρας του βόρειου αστερισμού Κασσιόπη. Ως αστέρας 5ου μεγέθους (φαινόμενο μέγεθος +4,95)[2], είναι ορατός με γυμνό μάτι από σκοτεινές τοποθεσίες τις ασέληνες νύχτες, τους περισσότερους μήνες του έτους, από τις περισσότερες χώρες της Γης. Βρίσκεται στο νοτιότατο μέρος του αστερισμού του, πολύ κοντά στο σύνορο με τον αστερισμό Ανδρομέδα.
Είναι φασματοσκοπικώς διπλός αστέρας, δηλαδή στην πραγματικότητα είναι ένα σύστημα δύο αστέρων που βρίσκονται τόσο κοντά ο ένας στον άλλο, ώστε δεν μπορούν να διαχωρισθούν οπτικώς ακόμα και από τα ισχυρότερα τηλεσκόπια. Διακρίνονται όμως εξαιτίας του φαινομένου Ντόπλερ στο φάσμα του π οι φασματικές γραμμές του κάθε αστέρα, παρά το ότι τα μέλη του ζεύγους αυτού έχουν τον ίδιο ακριβώς φασματικό τύπο, επειδή περιστρέφονται με υψηλές ταχύτητες (περίπου 120 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο) γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους, μία φορά κάθε 47 ώρες 8 λεπτά και 27 δευτερόλεπτα[7]. Για τον ίδιο λόγο, αμφότεροι οι αστέρες του ζεύγους έχουν προσεγγιστικά ελλειψοειδές αντί σφαιρικό σχήμα, γεγονός που προκαλεί μια περιοδική μικρή μεταβλητότητα στο φως του π Ανδρομέδας όπως μετρείται στη Γη (0,02 του μεγέθους[8]) με περίοδο το ήμισυ της περιόδου περιφοράς των μελών του ζεύγους γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους. Ο φασματικός τύπος του καθενός είναι A5 V, δηλαδή είναι νάνοι αστέρες της Κύριας Ακολουθίας.[3] Το χρώμα τους είναι λευκό, με δείκτη χρώματος[2] (B–V) = +0,171, που αντιστοιχεί σε επιφανειακή θερμοκρασία[9] 8.400 ± 300 K. Συνεπώς, με διάμετρο του κάθε αστέρα σχεδόν διπλάσια εκείνης του Ήλιου, το όλο σύστημα έχει φωτιστική ισχύ περίπου 44 φορές μεγαλύτερη της ηλιακής. Επίσης οι δύο αστέρες έχουν πολύ παραπλήσια μάζα, 1,87 ηλιακή μάζα ο μεγαλύτερος και 1,82 ο μικρότερος.[10] Η ηλικία αμφότερων εκτιμάται σε 251 εκατομμύρια έτη περίπου.
Το όλο σύστημα του π Κασσιόπης απομακρύνεται από τη Γη και το Ηλιακό Σύστημα με ταχύτητα 12,9 ± 0,8 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο (46.400 ± 2.900 χιλιόμετρα την ώρα).[11]
Λίγο πιο μακριά από το σύστημα, σε προβαλλόμενη απόσταση από αυτό 1.700 αστρονομικών μονάδων, υπάρχει ένας τρίτος αστέρας, που έχει ταυτοποιηθεί ως πιθανός λευκός νάνος και μοιράζεται την κίνηση του ζεύγους στον χώρο. Η ηλικία αυτού του τρίτου αστέρα ως λευκού νάνου έχει εκτιμηθεί σε περίπου μισό δισεκατομμύριο έτη.[12]
Παραπομπές
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- ↑ 1,0 1,1 van Leeuwen, F. (2007), «Validation of the new Hipparcos reduction», Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653-664, doi:
- ↑ 2,0 2,1 2,2 Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, V.V.; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P. και άλλοι. (2000), «The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars», Astronomy and Astrophysics 355: L27, doi:
- ↑ 3,0 3,1 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:
- ↑ Howe, K.S.; Clarke, C.J. (2009). «An analysis of v sin (I) correlations in early-type binaries». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 392 (1): 448. doi:. Bibcode: 2009MNRAS.392..448H.
- ↑ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), «XHIP: An extended hipparcos compilation», Astronomy Letters 38 (5): 331, doi:
- ↑ «MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes». Space Telescope Science Institute. Ανακτήθηκε στις 8 Δεκεμβρίου 2021.
- ↑ Pourbaix, D.; Tokovinin, A.A.; Batten, A.H.; Fekel, F.C.; Hartkopf, W.I.; Levato, H.; Morrell, N.I.; Torres, G. και άλλοι. (2004), «SB9: The Ninth Catalogue of Spectroscopic Binary Orbits», Astronomy & Astrophysics 424: 727-732, doi:
- ↑ Samus, N.N.; Kazarovets, E.V.; Durlevich, O.V.; Kireeva, N.N.; Pastukhova, E.N. (2017), «General Catalogue of Variable Stars», Astronomy Reports 61 (1): 80-88, doi:
- ↑ David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. (2015), «The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets», The Astrophysical Journal 804 (2): 146, doi:
- ↑ Vallenari, A., κ.ά (συνεργασία του Gaia): «Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties.», Astronomy & Astrophysics, έτος 2022. arXiv:2208.00211. doi:10.1051/0004-6361/202243940
- ↑ de Bruijne, J.H.J.; Eilers, A.-C. (Οκτώβριος 2012), «Radial velocities for the HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project», Astronomy & Astrophysics 546: 14, doi:, A61
- ↑ Qiu, Dan; Tian, Hai-Jun; Wang, Xi-Dong; Nie, Jia-Lu; von Hippel, Ted; Liu, Gao-Chao; Fouesneau, Morgan; Rix, Hans-Walter (2021). «Precise Ages of Field Stars from White Dwarf Companions in Gaia DR2». The Astrophysical Journal Supplement Series 253 (2): 58. doi:. Bibcode: 2021ApJS..253...58Q.