Xi Ursae Majoris

Alula Australis er en stjerne-system med flere, bestående af mindst fire medlemmer, hvilket er 27,3 lysår væk fra solsystemet. Dens to komponenter er mere massive gule stjerner i de vigtigste sekvens. Den væsentligste er en variabel RS Canum Venaticorum.

Observation

Alula Australis ligger i den sydligste del af stjernebilledet Ursa Major, ved foden af ​​denne mytologisk figur, på grænsen til den konstellation lille løve. I den sydlige kant af den konstellation, havde arabiske astronomer identificeret en asterism kaldet Leaping Gazelle, der består af tre par stjerner arrangeret langs den syd-øst nordvestlige. Det første par er det, der dannes af Alula Alula Borealis og Australis.

Mail til 31 grader over den himmelske ækvator, der ikke har en position borealis markant, at de fleste af de andre stjerner i den konstellation i stedet præsenterer, tilbyder god observation, selv på den sydlige halvkugle. Det er faktisk usynlig kun i Antarktis. Men det ser lavt i horisonten mod nord i sydligste områder i Sydamerika. Bliv Circumpolar løbet den 59. parallelle nord.

Beliggende omkring en grad og en halv syd for lidt lysere Alula Borealis har de to stjerner ikke danne et fysisk par: Alula Borealis er faktisk med os 15 gange mere Alula Australis.

Selv for det blotte øje forekommer som en enkelt stjerne, allerede et beskedent teleskop er i stand til at løse to komponenter.

Historie af observationerne

Alula Australis blev opdaget at være en visuel binær af Sir William Herschel den 2. maj, 1780. Ser omkring 1800, nogle dobbelte systemer, herunder Alula Australis, omkring tyve år efter deres opdagelse, Herschel indså, at de var nødt til at være bundet tyngdekraften med hinanden, og at deres bevægelse var orbital natur. I 1826 positionen af ​​de to komponenter blev omhyggeligt målt ved Friedrich Georg Wilhelm von Struve. Disse præcise observationer lov til at Félix Savary i 1828 at beregne baner de to komponenter ved hjælp af love Newtons mekanik. Dette var den første stjerne, som var i stand til at beregne bane. Beregningen blev perfektioneret i 1829 af Sir John Herschel, søn af William. Fordi stjernen systemet Alula Australis består af to komponenter af glans næsten lige, ikke for tæt på hinanden og har en tid for ikke så længe, ​​har det været genstand for løbende observationer af opdagelsen af ​​Herschel og har der været adskillige forsøg på at beregne nøjagtigt øjenhulen. Det var som følge af disse fortsatte observationer, der blev opdaget i 1905 af danske astronom og matematiker Niels Erik Nørlund, at en af ​​systemets komponenter viste små svingninger, som han korrekt fortolket at skyldes tilstedeværelsen af ​​en anden komponent usynlige instrumenter tilgængelige.

Egenskaber

Orbit af hovedkomponenterne

De mange stjernesystemer tendens til at arrangere sig i stramme par, der kredser rundt om hinanden. Dette er også tilfældet med systemet i Alula Australis. Faktisk begge visuelle komponenter er spektroskopiske binære filer, dobbelt stjerner, der er for tæt på blive løst med teleskoper til vores rådighed. Den vigtigste blev kaldt Alula Australis Aa og dets nabolande partner Alula Australis Ab. Stjernerne i det andet par blev kaldt Alula Australis Ba og Bb. Bane de to videokomponenter er en af ​​de bedst kendte og undersøgt. De kredser hinanden med en periode på 59.878 år. Den bane er meget excentrisk og tilbøjelig til vores opfattelse af 122 °. Den semi-storakse er 2,53 bue sekunder. Fra denne værdi og den anslåede afstand kan det udledes, at de to optiske komponenter væk fra hinanden i gennemsnit 21,2 UA, men excentricitet af tilgange til UA 13,4 til periastron og kører op til 29,6 til UA 'afastro.

Parret Aa-Ab

De to komponenter Aa og Ab spektroskopisk kredsløb hinanden med en periode på 1.832 år i en meget excentrisk bane, vippes omkring 95 °. Den semi-storakse er 57 mas. Hvis disse oplysninger er korrekte, så de to organer af parret er tæt på at 0,8 AU for at periastron og slå væk op til 2,6 AU all'afastro.

Den vigtigste Aa er en vigtig sekvens stjerne spektraltypen G0, masse svarende til den i solen. Det har en overfladetemperatur på 5950 ± 30 K, som sammen med en radius lidt større end Solen giver lysstyrken en smule 'større end vores stjerne. På afstand af 27,3 år lys, dette lys giver komponenten Aa en tilsyneladende størrelsesorden 4.41. Det har en overflod af metaller lavere end sol og givet sin relativt lave chromospheric aktivitet og ligheden mellem linjerne i Ca-II til dem sol skønnes at have en alder på mere end to milliarder år.

Komponenten Aa er en mistænkt variabel RS Canum Venaticorum der ændrer dens lysstyrke på 0,01 størrelser. Variablerne af denne type har en magnetisk aktivitet svarende til den af ​​Sun, men med en energi på flere snese gange større. Dette producerer magnetisme af stjerne pletter, dvs. områder, hvor temperaturen er mindre end fotosfæren, meget omfattende. Udvidelsen af ​​pletterne er tilbøjelige til at forårsage et fald i lysstyrken af ​​stjernen. Variabiliteten er bestemt af det faktum, at roterer på sig selv, stjernen udsætter observatøren skiftevis det angrebne område fra pletter, og som ikke påvirkes. Fordi variabler RS ​​Canum Venaticorum alle har en ledsager, skal høj magnetisk aktivitet være relateret på en eller anden måde at samspillet mellem de variable og dens følgesvend, men er endnu ikke klart de nøjagtige mekanismer, der producerer sådanne intens aktivitet.

Den sekundære komponent A er meget mindre kendte af hans partner, da det er umuligt at observere direkte. Det er meningen, at det er en stjerne af spektral typen M3, med en masse på omkring 0,37 M⊙ og lysere 11. Det kan have en radius på omkring halvdelen af ​​den for dens lysere følgesvend.

Parret Ba-Bb

Parret Ba-Bb er en meget tæt binært: den omløbstid på kun 3,98 dage, og afstanden mellem de to komponenter på kun 0,06 AU, svarende til omkring 9 millioner km. Den bane er perfekt cirkulær, blottet for excentricitet.

Den vigtigste par, Ba, er en vigtig sekvens stjerne af spektral typen G5. Dens temperatur er 5650 ± 50 K, en smule lavere end Solen og mindre end ca. 300 K i forhold til den komponent Aa. Dette, kombineret med en radius lidt "mindre end solen, giver det en lysstyrke mindre end vores stjerne. Massen af ​​Ba bør derfor være mindre end Solen antages at have omkring 90% af massen af ​​solen. Lysstyrke Ba, afstanden på 27,3 år lys, giver en tilsyneladende størrelsesorden 4,87. Selv metalindhold af Ba er mindre end Solen og ligner Aa.

Der er stor usikkerhed om karakteren af ​​komponent Bb. Det har en masse på over 35 MJ; Det er imidlertid uklart, om det er en brun dværg eller en stjerne orangerød fra vores nyeste underklasser af spektral type K, med en masse på omkring det halve af solen.

Alula Australis Bc?

Denne usikkerhed skyldes, at den visuelle komponent B i Alula Australis ser for lyst til en stjerne i sin klasse; Også den samlede masse af komponent B er beregnet til at være 1,5 M⊙. Hvis bidraget fra Ba er 0,9 M⊙, skal der være en bestanddel af ca. 0,5 M⊙ som bidrager til komponent B og dens lysstyrke. Denne komponent blev undertiden identificeret med partneren spektroskopiske Ba, dvs Bb. Synes imidlertid usandsynligt, at det kan være så tæt på de vigtigste stjerne, så der skulle eksistensen af ​​en anden komponent fjerneste, som er blevet kaldt Bc. Det kunne være en stjerne af klassen K, der er 50 milli Ba, der kredser den største med en periode på 2,2 eller 2,9 år.

Alula Australis C?

Bemærkninger påvise tilstedeværelsen af ​​en anden følgesvend til 54,3 buesekunder fra systemet, kaldet Alula Australis C. Hendes klasse er M8, og har størrelse 15. Det er ikke klart, om dette er en følgesvend fysisk, gravitationelt bundet systemet, eller hvis nærhed er kun optisk. Hvis det fysisk var knyttet, ville det være langt fra parret BA mindst 450 UA og ville fuldføre en bane omkring fire eller fem af hans kammerater mindst 5.600 år. Alula Australis er så helt sikkert en firedobbelt stjernesystem, men det kunne være fem gange eller seks gange.

Etymologi

Den korrekte betegnelse Alula Australis betyder "syd for Alula". Ordet Alula kommer fra det arabiske sætning al-Ula, hvilket betyder den første, med henvisning all'asterismo Leaping Gazelle, betragtes parret Alula Australis-Alula Borealis den første hoppe, og de to andre par af stjerner, henholdsvis anden og den tredje spring. De specifikationer australis blev sat på latin at skelne Alula Australis fra Alula Borealis, som Xi Ursae Majoris stjerne syd for parret. Den asterism Leaping Gazelle var så navn, fordi, der er de tre par stjerner, der danner beliggende på grænsen til den konstellation lille løve, arabiske astronomer havde forestillet sig, at de repræsenterede hopper af en gazelle, der sprang ud af frygt for løven hendes tæt på.

I Kina blev parret Alula Australis-Alula Borealis kendt som Tae Hea (下台), hvilket betyder lavere dignitar, mens de to andre par var dell'asterismo kalde dignitar medium og høj dignitar.

Forrige artikel XPath
Næste artikel Xxtea