Щенки Зеты
  | |
| Данные наблюдений Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | В какашках |
| Прямое восхождение | 08 час 03 м 35.1 с [ 1 ] |
| Склонение | −40° 00′ 11.6″ [ 1 ] |
| Apparent magnitude (V) | 2.24 - 2.26 [ 2 ] |
| Характеристики | |
| Эволюционный этап | Синий сверхгигант |
| Спектральный тип | O4If(n)p [ 3 ] |
| U-B Индекс цвета | −1.09 [ 4 ] |
| B-V Индекс цвета | −0.27 [ 4 ] |
| Тип переменной | вращающийся ? [ 2 ] |
| Астрометрия | |
| Собственное движение (μ) | ДЕНЬ: −27.91 [ 1 ] мас / Декабрь: 16.68 [ 1 ] мас / |
| Параллакс (р) | 3,01 ± 0,10 но [ 1 ] |
| Расстояние | 1080 ± 40 св. лет (330 ± 10 шт .) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | −6.23 [ 5 ] |
| Подробности | |
| Масса | 56.1 [ 5 ] M ☉ |
| Радиус | 14 [ 6 ] R ☉ |
| Светимость (болометрическая) | 813,000 [ 5 ] L ☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g ) | 3.5 [ 7 ] -3.9 [ 8 ] cgs |
| Температура | 40,000 [ 5 ] К |
| Металличность [Fe/H] | 0.34 [ 9 ] ловкость |
| Вращение | 1,78 дней [ 10 ] |
| Скорость вращения ( v sin i ) | >220 [ 9 ] км/с |
| Возраст | 3.2 [ 5 ] Мир |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
Zeta Puppis ( ζ Puppis , сокращенно Pup , ζ Pup ), формальное название Наос / n aʊs Zeta / , [ 12 ] самая яркая звезда в созвездии Корма — .
Спектральный класс O4 означает, что это одна из самых горячих и ярких звезд, видимых невооруженным глазом. Это одна из немногих звезд класса O, видимых невооруженным глазом , а также одна из самых близких к Земле . [ 6 ] Это голубой сверхгигант , одна из самых ярких звезд Млечного Пути . Визуально он более чем в 10 000 раз ярче Солнца , но его высокая температура означает, что большая часть его излучения приходится на ультрафиолет , а его болометрическая светимость более чем в 500 000 раз превышает светимость Солнца. Это также 72-я по яркости звезда по видимой звездной величине с Земли. Это убегающая звезда , что означает, что она имеет необычно большую космическую скорость , вероятно, вызванную выбросом из тесной двойной системы, когда ее компаньон взорвался как сверхновая.
Zeta Puppis типична для звезд О-типа, поскольку имеет чрезвычайно сильный звездный ветер , измеряемый скоростью 2500 км/с. [ 13 ] каждый год звезда теряет более миллионной своей массы. [ 13 ] или примерно в 10 миллионов раз больше, чем было потеряно Солнцем за сопоставимый период времени.
Номенклатура
[ редактировать ]ζ Puppis ( латинизированное Zeta Puppis ) — обозначение звезды Байера .
Он носит имя Наос , от греческого ναύς «корабль» и по-арабски Сухайль Хадар (سُهَيْل حَضَار). В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN). [ 14 ] каталогизировать и стандартизировать имена собственные для звезд. WGSN утвердила имя Наос для этой звезды 21 августа 2016 года, и теперь оно внесено в Каталог звездных имен МАС. [ 12 ]
Тезка
[ редактировать ]USS Naos (AK-105) — ВМС США грузовой корабль класса «Кратер» , названный в честь звезды.
Физические характеристики
[ редактировать ]
Зета Корма широко изучалась из-за редкости таких горячих массивных звезд и ее относительной близости к Земле, но ее физические параметры и расстояние до сих пор плохо известны. Это было бы ценным шагом на лестнице космических расстояний , прояснившим расстояние до других звезд высокой светимости в галактике Млечный Путь и внешних галактиках.
Спектральный класс — O4If(n)p. O4 указывает на горячую массивную звезду, горящую водород, обычно с температурой 40 000–44 000 К. [ 6 ] [ 5 ] [ 8 ] Буква «f» указывает на то, что в спектре присутствуют линии излучения ионизированного гелия и азота, что нередко встречается у несколько эволюционировавших горячих О-звезд и обычно идентифицируется по составному профилю излучения и поглощения 468,6 нм спектральной линии He II . Буква «n» (от туманности) указывает на расширенные линии поглощения, вызванные быстрым вращением звезды, в данном случае со скоростью более 220 км/с на экваторе. «p» — общий спектральный показатель особенности. Такое сочетание спектральных признаков необычно, поскольку ожидается, что эволюционировавшие горячие звезды будут вращаться относительно медленно после торможения сильным звездным ветром, а в Млечном Пути известно только 8 звезд этого типа. [ 15 ] Спектральный класс усложняет определение физических параметров, так как стандартные линии-индикаторы спектральной светимости своеобразны и звезды этого типа не поддаются полному моделированию. Повышенное содержание гелия и азота, а также более низкая поверхностная гравитация указывают на некоторую степень эволюции от главной последовательности нулевого возраста , и Зета Корма считается сверхгигантом. [ 5 ]
Вариативность
[ редактировать ]
Яркость Zeta Puppis меняется незначительно, но регулярно. Его видимая величина варьируется от пика 2,24 до минимума 2,26 за 1,78 дня. [ 2 ] Считалось, что эти изменения вызваны пульсациями переменной α Лебедя . [ 17 ] но слишком предсказуемы и регулярны. Сейчас считается, что кривая блеска, подобная затмению, возникла из-за вращения звезды, которая имеет большие неправильные детали в основании плотного звездного ветра . [ 2 ] [ 16 ]
Он также показывает изменения H α профилей спектральных линий и рентгеновской светимости на временных интервалах менее суток. [ 18 ] [ 19 ]
Расстояние
[ редактировать ]Расстояние до Zeta Puppis является спорным, чаще всего считается, что оно составляет 332 ± 11 пк, исходя из ее параллакса Hipparcos, или 460 ± 40 пк, исходя из ее ожидаемых физических свойств. Его связь с такими объектами, как туманность Гум и γ. 2 Велорум также используется как метод определения расстояния. [ 20 ] [ 16 ]
Физические свойства звезды сильно зависят от расстояния: ее болометрическая светимость составляет 813 000 L ☉ на расстоянии 460 пк и всего около 450 000 L ☉ на 332 пк . Скорость и период ее вращения ограничивают возможные расстояния и наклон звезды. Долгое время считалось, что период вращения составляет чуть более пяти дней и является периодом определенных изменений, наблюдаемых в его спектре. Однако сейчас считается, что менее очевидные изменения блеска с периодом 1,78 дня вызваны яркими областями на поверхности звезды при ее вращении. Учитывая проекцию экваториальной скорости вращения 219 км/с , это означает, что звезда вращается со скоростью, близкой к скорости распада, и что экватор должен быть наклонен к нам менее чем на 33°. [ 20 ] [ 16 ]
Угловой размер Zeta Puppis, измеренный интерферометрически, составил 0,41 мсек. [ 21 ] и фотометрически - 0,38 мсек. [ 22 ]
Гелий
[ редактировать ]В 1896 году Уильямина Флеминг наблюдала загадочные спектральные линии Zeta Puppis, которые соответствуют формуле Ридберга, если вместо целых чисел использовать полуцелые числа. Позже выяснилось, что это произошло из-за ионизированного гелия . [ 23 ]
Источник
[ редактировать ]Ранними предположениями о месте рождения Zeta Puppis были очень молодая звездная ассоциация Vela R2 (около 800 пк) и ассоциация Vela OB2 (450 пк). [ 24 ] Ни одно из этих источников не является удовлетворительным. Расстояние в 800 пк требует аномально высокой светимости, в то время как ассоциация Vela OB2 намного старше Zeta Puppis, и космическая скорость не ведет обратно к этому скоплению.
Многие физические модели и первоначальные измерения параллакса Hipparcos действительно привели к значению расстояния около 450 пк, но пересмотренное сокращение Hipparcos дало гораздо меньшее расстояние, около 333 пк. Недавнее динамическое исследование указывает на то, что Zeta Puppis возникла в ассоциации Trumpler 10 OB на расстоянии около 300 пк, но это также гораздо более старый кластер, и физические модели все еще приводят к расстоянию в 450-600 пк. [ 6 ]
Зета Корма демонстрирует высокую космическую скорость и очень высокую скорость вращения, и было высказано предположение, что это сбежавшая звезда, возникшая в результате вспышки сверхновой в двойной системе, возможно, прародительница туманности Гум . [ 25 ] Модели двойных систем способны воспроизводить свойства Zeta Puppis после переноса массы от компаньона, который затем взорвался как сверхновая. Это может объяснить наблюдаемые свойства, несовместимые с эволюцией одиночной звезды. [ 20 ] [ 16 ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с д и Ван Леувен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A&A...474..653В . дои : 10.1051/0004-6361:20078357 . S2CID 18759600 .
- ^ Jump up to: а б с д «Щенок Зета» . Международный переменный звездный индекс . ААВСО . Проверено 15 июня 2022 г.
- ^ Сота, А.; Маис Апелланис, Дж.; Уолборн, Северная Каролина; Альфаро, Э.Дж.; Барба, Р.Х.; Моррелл, Нью-Йорк; Гамен, РЦ; Ариас, Джи (2011). «Спектроскопический обзор галактических звезд O. I. Система классификации и яркие северные звезды в сине-фиолетовом цвете на R ~ 2500». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 193 (2): 24–50. arXiv : 1101.4002 . Бибкод : 2011ApJS..193...24S . дои : 10.1088/0067-0049/193/2/24 . S2CID 119248206 .
- ^ Jump up to: а б Дукати-младший (2002 г.). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона». Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2237 : 0. Бибкод : 2002yCat.2237....0D .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г Буре, Ж.-К.; Хиллиер, диджей; Ланц, Т.; Фуллертон, AW (2012). «Свойства галактических O-сверхгигантов раннего типа: комбинированный FUV-UV и оптический анализ». Астрономия и астрофизика . 544 : А67. arXiv : 1205.3075v1 . Бибкод : 2012A&A...544A..67B . дои : 10.1051/0004-6361/201118594 . S2CID 119280104 .
- ^ Jump up to: а б с д Шильбах, Э.; Рёзер, С. (2008). «О происхождении звезд поля О-типа». Астрономия и астрофизика . 489 (1): 105–114. arXiv : 0806.0762 . Бибкод : 2008A&A...489..105S . дои : 10.1051/0004-6361:200809936 . S2CID 18791701 .
- ^ Андерхилл, AB; Диван, Л.; Прево-Бурнихон, М. – Л.; Доазан, В. (1979). «Эффективные температуры, угловые диаметры, расстояния и линейные радиусы для 160 звезд О и В» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 189 (3): 601. Бибкод : 1979MNRAS.189..601U . дои : 10.1093/mnras/189.3.601 .
- ^ Jump up to: а б Маркова Н.; Пульс, Дж.; Симон-Диас, С.; Эрреро, А.; Марков, Х.; Лангер, Н. (2014). «Спектроскопические и физические параметры галактических звезд О-типа». Астрономия и астрофизика . 562 : А37. arXiv : 1310.8546 . Бибкод : 2014A&A...562A..37M . дои : 10.1051/0004-6361/201322661 . S2CID 55083993 .
- ^ Jump up to: а б Дэни Ванбеверен (2011). «Щенок Зета: слияние как минимум двух массивных звезд». Материалы научного собрания в честь Энтони Ф. Дж. Моффата, состоявшегося в Auberge du Lac Taureau . 465 : 342. arXiv : 1109.6497v1 . Бибкод : 2012ASPC..465..342В .
- ^ Николс, Джой С.; Назе, Яэль; Хюнемёрдер, Дэвид П.; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Миллер, Натан А.; Лауэр, Дженнифер; Игнас, Ричард; Гейли, Кен; Рамиараманантсоа, Тахина; Оскинова Лидия; Хаманн, Вольф-Райнер; Ричардсон, Ноэль Д.; Уолдрон, Уэйн Л.; Дамер, Мэтью (2021). «Коррелированная рентгеновская и оптическая переменность в сверхгиганте O-типа ζ Корма» . Астрофизический журнал . 906 (2): 89. arXiv : 2011.07066 . Бибкод : 2021ApJ...906...89N . дои : 10.3847/1538-4357/abca3a . S2CID 226955884 .
- ^ Хоффлейт, Доррит; Яшек, Карлос (1991). «Яркий звездный каталог». Нью-Хейвен . Бибкод : 1991bsc..книга.....H .
- ^ Jump up to: а б «Каталог звездных имен МАС» . Проверено 28 июля 2016 г.
- ^ Jump up to: а б Эверсберг, Т.; Лепин, С.; Моффат, AFJ (1998). «Удаление сгустков на ветру горячего сверхгиганта ζ Корма» . Астрофизический журнал . 494 (2): 799. Бибкод : 1998ApJ...494..799E . дои : 10.1086/305218 .
- ^ «Рабочая группа МАС по звездным именам (WGSN)» . Международный астрономический союз . Проверено 22 мая 2016 г.
- ^ Уолборн, Нолан Р.; Ховарт, Ян Д.; Эванс, Кристофер Дж.; Кроутер, Пол А.; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Сен-Луи, Николь; Фарина, Сесилия; Босх, Гильермо Л.; Моррелл, Нидия И.; Барба, Родольфо Х.; ван Лун, Жакко Т. (2010). «Класс Onfp в Магеллановых облаках». Астрономический журнал . 139 (3): 1283. arXiv : 1001.4032 . Бибкод : 2010AJ....139.1283W . дои : 10.1088/0004-6256/139/3/1283 . S2CID 119297513 .
- ^ Jump up to: а б с д и Рамиараманантсоа, Тахина; и др. (2018). «Высокоточная нестационарная фотометрия BRITE-Constellation раннего сверхгиганта О-типа ζ Корма раскрывает фотосферные движущие силы его малых и крупномасштабных ветровых структур» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 473 (4): 5532. arXiv : 1710.08414 . Бибкод : 2018MNRAS.473.5532R . дои : 10.1093/mnras/stx2671 .
- ^ Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и др. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 : 02025. Бибкод : 2009yCat....102025S .
- ^ Бергхефер, ТВ ; Баде, Д.; Шмитт, JHMM; Кудрицкий, Р.-П.; Пульс, Дж.; Хиллиер, диджей; Паульдрах, AWA (1996). «Коррелированная изменчивость рентгеновского излучения и излучения Ha от сверхгиганта O4If ζ Puppis». Астрономия и астрофизика 306 : 899. Бибкод : 1996A&A...306..899B .
- ^ Оскинова, Л.М.; Тодт, Х.; Хюнемёрдер, ДП; Хубриг, С.; Игнас, Р.; Хаманн, В.-Р.; Балона, Л. (2015). «О рентгеновских пульсациях в переменных типа β Цефея». Астрономия и астрофизика . 577 : А32. arXiv : 1503.05749 . Бибкод : 2015A&A...577A..32O . дои : 10.1051/0004-6361/201525908 . S2CID 118470320 .
- ^ Jump up to: а б с Ховарт, Ян Д.; Ван Леувен, Этаж (2019). «Расстояние, вращение и физические параметры ζ Pup» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 484 (4): 5350. arXiv : 1901.08020 . Бибкод : 2019MNRAS.484.5350H . дои : 10.1093/mnras/stz291 .
- ^ Хэнбери Браун, Р.; Дэвис, Дж.; Аллен, ЛР (1974). «Угловые диаметры 32 звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 167 : 121–136. Бибкод : 1974MNRAS.167..121H . дои : 10.1093/mnras/167.1.121 .
- ^ Кудрицкий, Р.П.; Саймон, КП; Хаманн, В.-Р. (1983). «Не-LTE-анализ массивных O-звезд. II - звезда O4 Zeta Puppis». Астрономия и астрофизика . 118 : 245. Бибкод : 1983A&A...118..245K .
- ^ Бор, Н. (1913). «Спектры гелия и водорода» . Природа . 92 (2295): 231–232. Бибкод : 1913Natur..92..231B . дои : 10.1038/092231d0 . S2CID 11988018 .
- ^ Ван Ренсберген, В.; Ванбеверен, Д.; Де Лор, К. (1996). «OB-беглецы как результат массивной звездной эволюции». Астрономия и астрофизика . 305 : 825. Бибкод : 1996A&A...305..825В .
- ^ Верманн, Б.; Гейлард, MJ; Отрупчек, Р. (2001). «Кинематика области туманности Гум» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 325 (3): 1213. Бибкод : 2001MNRAS.325.1213W . дои : 10.1046/j.1365-8711.2001.04558.x .
