Гамма Персея
Шаблон:Звезда Версия2 Гамма Персея (γ Персея, Gamma Persei, γ Persei, сокращ. gam Per, γ Per), — двойная звезда в северном созвездии Персея. Гамма Персея имеет видимую звёздную величину +2,93m[1], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе (Шаблон:Lang-en).
Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[2], известно, что звезда удалена примерно на Шаблон:Val (Шаблон:Val) от Земли. Звезда наблюдается севернее 37° ю. ш., то есть видна севернее острова Северный (Новая Зеландия), острова Санта-Мария и города Коронель (Чили), обл. Патагонии, островов Тристан-да-Кунья и Святой Елены. Лучшее время для наблюдения — ноябрь[3]. Примерно в 4° к северу от Гамма Персея находится радиант ежегодного метеорного потока Персеид[4].
Гамма Персея движется весьма медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость практически равна Шаблон:Val[3], что составляет 30 % от скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. По небосводу звезда движется на юго-восток[5].
Имя звезды
Гамма Персея (латинизированный вариант Шаблон:Lang-la) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[5]. Хотя звезда и имеет обозначение ν (Гамма — 3-я буква греческого алфавита), однако сама звезда — 5-я по яркости в созвездии. 23 Персея (латинизированный вариант Шаблон:Lang-la) является обозначением Флемстида[5].
Гамма Персея вместе с Дельта Персея, Пси Персея, Сигма Персея, Альфа Персея и Эта Персея составляют астеризм Сегмент Персея[6].
В китайской астрономии звезда входила в созвездие Шаблон:Lang (Шаблон:Lang), что означает «Шаблон:Не переведено 3» и относится к астеризму «Небесная лодка», состоящему из Эта Персея, Гамма Персея, Альфа Персея, Пси Персея, Дельта Персея, 48 Персея, Мю Персея и HD 27084[7]. Следовательно, китайское название для Гамма Персея — Шаблон:Lang (Шаблон:Lang, «Вторая звезда Небесной лодкм» (Шаблон:Lang-en)[8].
Обозначения компонентов как Гамма Персея Aa,Ab и AB вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[9].
Свойства двойной звезды
Гамма Персея— это широкая пара звёзд. В телескоп видно, что это две звезды, блеск которых +3,60m и +3,80m[10]. Обе звезды отдалены друг от друга на угловое расстояние в Шаблон:Val[11], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, Шаблон:Val и периоду обращения по крайней мере, Шаблон:Val[12] или Шаблон:Val[11] (для сравнения радиус орбиты Сатурна равен Шаблон:Val и период обращения равен Шаблон:Val). У орбиты довольно большой эксцентриситет, который равен Шаблон:Val[11] (почти такой же, как у Бета Овна). Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние Шаблон:Val (то есть почти до орбиты Марс (Шаблон:Val), то удаляются на расстояние Шаблон:Val (то есть примерно до точки, находящейся на полпути между орбитами Сатурна (Шаблон:Val) и Урана (Шаблон:Val). Наклонение в системе довольно велико и составляет 90,9°[11], то есть звезды в системе Гамма Персея вращаются «лёжа на боку», как это видится с Земли. Эпоха периастра, то есть год, когда звезды приблизились друг к другу на минимальное расстояние — 2019 год. Шаблон:Location mark+ Затмение в системе Гамма Персея впервые наблюдалось в 1990 году и оно длилось две недели[13]. Во время затмения первичный элемент, то есть Гамма Персея Aa, проходил перед вторичным, то есть Гамма Персея Ab, в результате чего яркость системы уменьшилась на 0,55m[14][15]. Следующее затмение в системе Гамма Персея было в 2005 году, но в то время звезда была так близко к Солнцу, что было очень трудно его увидеть[13]. Следующее затмение в системе наблюдалось в 2019 году.
Оценки масс обоих звёзд весьма неопределённые:
- используя спекл-интерферометрию, McAlister (1982) получил оценки массы Шаблон:Val для первичного компонента и Шаблон:Val для вторичного компонента. Он отметил, что оценка массы была слишком высока для данной спектральной классификации[16];
- Martin и Mignard (1998) определили массы для обоих компонентов на основе данных миссии Hipparcos: Шаблон:Val для первичного компонента и Шаблон:Val для вторичного. Они признают, что высокий наклон орбиты привёл к большой погрешности[17];
- Prieto и Lambert (1999) дали с оценку массы Шаблон:Val для первичного компонента[18], в то время как Pizzolato и Maggio (2000) получили Шаблон:Val[19];
- Ling и соавт. (2001) получили оценки Шаблон:Val[19] для первичного компонента и Шаблон:Val для вторичного[11].
Если мы будем смотреть со стороны Гамма Персея Aa на Гамма Персея Ab, то мы увидим бело-жёлтую звёздочку, которая светит с яркостью от −26,96m, то есть с яркостью 1,22 светимости Солнц (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~0,11°Шаблон:Efn, что составляет 22 % нашего Солнца. С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Гамма Персея Ab на Гамма Персея Aa, то мы увидим жёлтую звезду, которая светит с яркостью −28,25m, то есть с яркостью 4,00 светимости Солнц. Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~0,66°Шаблон:Efn, что составляет 133 % диаметра нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:
| В периастре (Шаблон:Val) | В апоастре (Шаблон:Val) | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| m | D°Шаблон:Efn | % | m | D°Шаблон:Efn | % | |||
| A→B | -30,31 | 26,6 | ~0,5 | ~100 % | -25,71 | 0,38 | ~0,06 | 12,6 % |
| B→A | -31,60 | 87,19 | ~3,1 | ~621 % | -27,00 | 1,26 | ~0,37 | ~75 % |
| ||||||||
Свойства компонента Aa
Гамма Персея Aa — судя по её спектральному классу Шаблон:Скз[20][21] (подобен вторичному компоненту Капеллы) является проэволюционировавшим жёлтым гигантом, поскольку его масса равная Шаблон:Val[11], то есть вместо водорода ядерным «топливом» в ядре звезды уже служит гелий, а сама звезда сошла с главной последовательности. Звезда, в таком случае, будет излучать энергию со своей внешней атмосферы при температуре порядка Шаблон:Val[22] что будет придавать ей характерный жёлтый цвет звезды спектрального класса G.
В связи с большой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1922 году[23] и поскольку звезда двойная, то скорее всего измерялся радиус наиболее яркого компонента. Данные об этих измерениях приведены в таблице.
| Год | m | Спектр | D (mas) | Rабс () | Комм. |
| 1922 | 3.08 | style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|F5+A3 | 3.2 | 6.6 | [23] |
| 1969 | 3.29 | style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|G8III | 3.1 | — | [24] |
Сейчас мы знаем, что исходя из значения поверхностной гравитации, чьё значение равно Шаблон:Val или Шаблон:Val, радиус звезды должен быть Шаблон:Val, то есть оба измерения были в общем адекватным, но не точным. Из температуры и радиуса звёзды, используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что светимость Гамма Персея Aa составляет порядка Шаблон:Val.
Скорость вращения у Гамма Персея Aa почти в 25 раз больше солнечной и равна Шаблон:Val[19], что даёт период вращения звезды — 5,35 дня[19].
К сожалению, не известен текущий возраст системы, но известно, что звёзды с массой Шаблон:Val[11] живут на главной последовательности порядка Шаблон:Val. Так же судя по её массе звезда родилась как бело-голубой карлик, спектрального класса B9V[25]. В настоящее время звезда является жёлтым гигантом и, таким образом, через несколько миллионов лет Гамма Персея Aa станет красным гигантом. При чём в этой фазе своего существования она может поглотить Гамма Персея Ab, возможно, произведя вспышку, подобную новой звезде, а затем, сбросив внешние оболочки, она станет белым карликом.
Свойства компонента Ab
Звезда Гамма Персея Ab является бело-жёлтым карликом спектрального класса Шаблон:Скз[20] то есть водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», а сама звезда находится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при температуре порядка Шаблон:Val[11] что будет придавать ей характерный бело-жёлтый цвет звезды главной последовательности спектрального класса A. Масса звезды, равная Шаблон:Val[11] более характерна для карликов спектрального класса A9V, а это значит, что звезда эволюционирует: её температура повышается, радиус увеличивается и сейчас он должен быть равен Шаблон:Val[25]. Из температуры и радиуса звезды, используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что их светимость составляет порядка Шаблон:Val.
История изучения кратности звезды
В 1831 году Д. Гершель открыл двойственность Гамма Персея, то есть открыл компонент AB и звёзды вошли в каталоги как HJ 2170Шаблон:Efn. Затем в 1955 году Р. Уилсон, основываясь на записях от 1939 года, открыл что компонент A является спектрально-двойной звездой и звезды вошла в каталоги как WRH 29Шаблон:Efn. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[10][26]:
| Компонент | Год | Количество измерений | Позиционный угол | Угловое расстояние | Видимая звёздная величина компонента I | Видимая звёздная величина компонента II |
| Aa,Ab | 1939 | 66 | 49° | 0.1″ | 3.60m | 3.80m |
| 1993 | 69° | 0.1″ | ||||
| 2007 | 246° | 0.1″ | ||||
| AB | 1831 | 8 | 325° | 60.0″ | 2.93m | 10.8m |
| 1879 | 324° | 57.7″ | ||||
| 1938 | 326° | 57.0″ | ||||
| 2002 | 325° | 56.8″ |
Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Гамма Персея есть спутник (компонент Aa,Ab), звезда 4-й величины, находящийся на очень малом угловом расстоянии, которое он изменил, двигаясь по эллиптической орбите, в течение последних почти 100 лет и он, несомненно, настоящий компаньон. Рядом находится, звезда 11-й величины (компонент AB), лежащая на угловом расстоянии Шаблон:Val и которая, судя по её движению, в систему Гамма Персея не входит, являясь просто фоновой звездой, лежащей на линии прямой видимости.
Примечания
Комментарии Шаблон:Комментарии
Источники Шаблон:Примечания
Ссылки
Шаблон:Звёзды созвездия Персея
- ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "clpl4_99" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "aaa474_2_653" не указан текст - ↑ 3,0 3,1 Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "astromyth" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "burnham1978" не указан текст - ↑ 5,0 5,1 5,2 Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "UniverseGuide" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "allen" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "P2005" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "Space Museum" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "planetnaming" не указан текст - ↑ 10,0 10,1 Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "WDS" не указан текст - ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 11,5 11,6 11,7 11,8 Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "rmaa37_179" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "aaa398_1163" не указан текст - ↑ 13,0 13,1 Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "kaler" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "aaa446_2_785" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "gcvsweb" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "aj87_563" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "aaa330_585" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "aaa352_555" не указан текст - ↑ 19,0 19,1 19,2 19,3 Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "aaa361_614" не указан текст - ↑ 20,0 20,1 Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "malkov" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "apjss143_2_513" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "ajss74_1075" не указан текст - ↑ 23,0 23,1 Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "CADARS1922" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "CADARS1969" не указан текст - ↑ 25,0 25,1 Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "Silaj" не указан текст - ↑ Ошибка цитирования: Неверный тег
<ref>; для сносок "Alcyone" не указан текст