Гамма Персея

Эта статья находится на начальном уровне проработки, в одной из её версий выборочно используется текст из источника, распространяемого под свободной лицензией
Материал из энциклопедии Руниверсалис
Гамма Персея; γ Персея
Двойная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Двойная звезда
Прямое восхождение 03ч 04м 47.79074с[1] +53° 30′ 23.1687″[1]
Склонение 03ч 04м 47.79074с[1] +53° 30′ 23.1687″[1]
Расстояние 243±9 св. года (75±3 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) 2.93[2]
Созвездие Персей
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +2,5[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +0,51[1] mas в год
 • склонение –5,92[1] mas в год
Параллакс (π) 13.41 ± 0.51[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) –1.50[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс G9III+A2-III[5]
Показатель цвета
 • B−V +0.70[2]
 • U−B +0.45[2]
Переменность EA [6]
Элементы орбиты
Период (P) 14,6[7] лет
Большая полуось (a) 0,144[7]″
Эксцентриситет (e) 0,785[7]
Наклонение (i) 90,9[7]°v
Узел (Ω) 244,1[7]°
Эпоха периастра (T) 1991,08[7]
Аргумент перицентра (ω) 170,0[7]
Коды в каталогах

Ba Гамма Персея; γ Персея, Gamma Persei, γ Persei, gam Per, γ Per
Fl 23 Персея, 23 Persei, 23 Per
BD +52 654, CCDM J03048+5331AP, FK5 108, HD 18925, HIC 14328, HIP 14328, HR 915, IRAS 03011+5318, PPM 28201, SAO 23789, 2MASS J03044779+5330234, GC 3664, GCRV 1699, IDS 02576+5307 AP, N30 628, PLX 632, TD1 1863, TYC 3701-1393-1, UBV 2954, WDS J03048+5330Aa,Ab[5]

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Компонент Aa
Гамма Персея A
Тип Жёлтый гигант
Видимая звёздная величина 3,60[8]
Абсолютная звёздная величина (V) –1,23[7]
Спектральный класс G8III[9]
Масса 2,7[7] M⊙
Температура 5170[10] K
Металличность –0.19[10]
Вращение 50,0 км/с[4]
Компонент Ab
Гамма Персея B
Тип Бело-жёлтый карлик
Видимая звёздная величина 3,80[8]
Абсолютная звёздная величина (V) 0.01[7]
Спектральный класс A2V[9]
Масса 1,65[7] M⊙
Температура 7895[7] K

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[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе (англ. Inner-city).

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[1], известно, что звезда удалена примерно на 243 св. лет (75 пк) от Земли. Звезда наблюдается севернее 37° ю. ш., то есть видна севернее о. Северный (Новая Зеландия), о. Санта-Мария и г. Коронель (Чили), обл. Патагонии, островов Тристан-да-Кунья и о. Святой Елены. Лучшее время для наблюдения — ноябрь[11]. Примерно в 4° к северу от Гамма Персея находится радиант ежегодного метеорного потока Персеид[12].

Гамма Персея движется весьма медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость практически равна 3 км/с[11], 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[13].

Имя звезды

Гамма Персея (латинизированный вариант лат. Gamma Persei) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[13]. 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 лат. 23 Persei) является обозначением Флемстида[13].

Гамма Персея вместе с Дельта Персея, Пси Персея, Сигма Персея, Альфа Персея и Эта Персея составляют астеризм Сегмент Персея[14].

В китайской астрономии звезда входтла в созвездие 天 船 (Tiān Chuán), что означает «Желудок  (англ.) (рус.» 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[15]. Следовательно, китайское название для Гамма Персея — 天船二 (Tiān Chuán èr, «Вторая звезда Небесной лодкм» (англ. the Second Star of Celestial Boat)[16].

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)[17].

Свойства двойной звезды

Гамма Персея— это широкая пара звёзд. В телескоп видно, что это две звезды, блеск которых +3,60m и +3,80m[8]. Обе звезды отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,144 "[7], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 8,315 а.е. и периоду обращения по крайней мере, 5329,8 дн.[18] или 14,6 лет[7] (для сравнения радиус орбиты Сатурна равен 9,54 а.е. и период обращения равен 29,46 лет). У орбиты довольно большой эксцентриситет, который равен 0,785[7] (почти такой же, как у Бета Овна). Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 1,78 а.е. (то есть почти до орбиты Марс (1,52 а.е.), то удаляются на расстояние 14,8 а.е. (то есть примерно до точки, находящейся на полпути между орбитами Сатурна (9,54 а.е.) и Урана (19,22 а.е.). Наклонение в системе довольно велико и составляет 90,9°[7], 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.

Кривая яркости затмения в системе Гамма Персея в 2019 году, зарегистрированного космическим телескопом TESS (НАСА)
Кривая яркости затмения в системе Гамма Персея в 2019 году, зарегистрированного космическим телескопом TESS (НАСА)

Затмение в системе Гамма Персея впервые наблюдалось в 1990 году и оно длилось две недели[19]. 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[20][21]. 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[19]. Следующее затмение в системе наблюдалось в 2019 году.

Оценки масс обоих звёзд весьма неопределённые:

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°[b], 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°[b], что составляет 133 % диаметра нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

В периастре (1,78 а.е.) В апоастре (14,8 а.е.)
m [math]\displaystyle{ L_\bigodot }[/math] D°[b] [math]\displaystyle{ D_\bigodot }[/math]% m [math]\displaystyle{ L_\bigodot }[/math] D°[b] [math]\displaystyle{ D_\bigodot }[/math]%
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 G8III[9][25] (подобен вторичному компоненту Капеллы) является проэволюционировавшим жёлтым гигантом, поскольку его масса равная 2,7 [math]\displaystyle{ M_\bigodot }[/math][7], 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 5170 К[10] 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[26] и поскольку звезда двойная, то скорее всего измерялся радиус наиболее яркого компонента. Данные об этих измерениях приведены в таблице.

Радиус звезды Гамма Персея, измеренный напрямую
Год m Спектр D (mas) Rабс ([math]\displaystyle{ R_\bigodot }[/math]) Комм.
1922 3.08 F5+A3 3.2 6.6 [26]
1969 3.29 G8III 3.1 — [27]

Сейчас мы знаем, что исходя из значения поверхностной гравитации, чьё значение равно 2,83 СГС или 6,76 м/с2, радиус звезды должен быть 10,37 [math]\displaystyle{ R_\bigodot }[/math], 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 68,8 [math]\displaystyle{ L_\bigodot }[/math].

Скорость вращения у Гамма Персея Aa почти в 25 раз больше солнечной и равна 50 км/с[4], что даёт период вращения звезды — 5,35 дня[4].

К сожалению, не известен текущий возраст системы, но известно, что звёзды с массой 2,7 [math]\displaystyle{ M_\bigodot }[/math][7] живут на главной последовательности порядка 620 млн. лет. Так же судя по её массе звезда родилась как бело-голубой карлик, спектрального класса B9V[28]. 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 A2V[9] то есть водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», а сама звезда нахолится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при температуре порядка 7895 К[7] что будет придавать ей характерный бело-жёлтый цвет звезды главной последовательности спектрального класса A. Масса звезды, равная 1,65 [math]\displaystyle{ M_\bigodot }[/math][7] более характерна для карликов спектрального класса A9V, а это значит, что звезда эволюционирует: её температура повышается, радиус увеличивается и сейчас он должен быть равен 1,75 [math]\displaystyle{ R_\bigodot }[/math][28]. Из температуры и радиуса звезды, используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что их светимость составляет порядка 9,5 [math]\displaystyle{ L_\bigodot }[/math].

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 2170[c]. 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 29[d]. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[8][29]:

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-ой 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 56,80 секунд дуги и которая, судя по её движению, в систему Гамма Персея не входит, являясь просто фоновой звездой, лежащей на линии прямой видимости.

Примечания

Комментарии
  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
    [math]\displaystyle{ \delta=2\arctan \left(\frac{R_\mathrm{S}}{d_\mathrm{S}}\right) }[/math], где RS — радиус звезды, выраженный в а. е.; dS — расстояние до звезды, выраженное в а. е.
  3. ↑ HJ — ссылка на каталог Д. Гершеля, 2170 — номер записи в его каталоге
  4. ↑ WRH — ссылка на каталог Р. Вилсона, а 29 — номер записи в его каталоге
Источники
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 van Leeuwen, F. (November 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357 
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Johnson, H. L.; Iriarte, B.; Mitchell, R. I. & Wisniewskj, W. Z. (1966), UBVRIJKL photometry of the bright stars, Communications of the Lunar and Planetary Laboratory (англ.) Т. 4 (99): 99 
  3. ↑ Wilson, Ralph Elmer (1953), General Catalogue of Stellar Radial Velocities, Washington (англ.) (Washington: Carnegie Institution of Washington) 
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 Pizzolato, N.; Maggio, A. & Sciortino, S. (September 2000), Evolution of X-ray activity of 1-3 Msun late-type stars in early post-main-sequence phases, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 361: 614–628 
  5. ↑ 5,0 5,1  (англ.) * gam Per -- Eclipsing binary of Algol type, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Gamma+Persei>. Проверено 9 декабря 2019.  Архивная копия от 3 октября 2020 на Wayback Machine
  6. ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) (англ.) // VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally Published in: 2009yCat....102025S : journal. — 2009. — Vol. 1. — Bibcode: 2009yCat....102025S.
  7. ↑ 7,00 7,01 7,02 7,03 7,04 7,05 7,06 7,07 7,08 7,09 7,10 7,11 7,12 7,13 7,14 7,15 7,16 7,17 7,18 7,19 7,20 Ling, J. F.; Magdalena, P. & Prieto, C. (October 2001), Perturbations by Mass Loss in the Orbital Elements of γ Persei and α Centauri, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (англ.) Т. 37: 179–186 
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 HJ 2170: Washington Double Star Catalog catalog entry (англ.). Дата обращения: 7 марта 2020. Архивировано 22 марта 2016 года.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 Malkov, O. Yu.; Tamazian, V. S.; Docobo, J. A.; Chulkov, D. A. Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2012. — Vol. 546. — P. A69. — doi:10.1051/0004-6361/201219774. — Bibcode: 2012A&A...546A..69M.
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 McWilliam, Andrew (December 1990), High-resolution spectroscopic survey of 671 GK giants, Astrophysical Journal Supplement Series (англ.) Т. 74: 1075–1128, DOI 10.1086/191527 
  11. ↑ 11,0 11,1 HR 915. Каталог ярких звезд. Дата обращения: 7 марта 2020. Архивировано 6 февраля 2020 года.
  12. ↑ Burnham, Robert (1978), Burnham's celestial handbook: an observer's guide to the universe beyond the solar system, vol. 3 (2nd ed.), Dover books explaining science, Courier Dover Publications, с. 420, ISBN 0486236730, <https://books.google.com/books?id=PJzIt3SIlkUC&pg=PA1420>  Архивная копия от 28 сентября 2021 на Wayback Machine
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 Gamma Persei (23 Persei A) Star Facts (англ.). Universe Guide. Архивировано 27 апреля 2019 года.
  14. ↑ Allen, Richard Hinckley. Star Names: Their Lore and Meaning. — Репринт. — New York City, NY: Dover Publications Inc., 1963. — С. 318. — ISBN 0-486-21079-0.
  15. ↑  (кит.) 中國星座神話, written by 陳久金. Published by 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7.
  16. ↑  (кит.) English-Chinese Glossary of Chinese Star Regions, Asterisms and Star Name Архивировано August 10, 2010., Hong Kong Space Museum. Accessed on line November 23, 2010.
  17. ↑  (англ.) Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. (2010), On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets, arΧiv:1012.0707 [astro-ph.SR]. 
  18. ↑ Pourbaix, D. & Boffin, H. M. J. (February 2003), Reprocessing the Hipparcos Intermediate Astrometric Data of spectroscopic binaries. II. Systems with a giant component, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 398 (3): 1163–1177, DOI 10.1051/0004-6361:20021736 
  19. ↑ 19,0 19,1 GAMMA PER (Gamma Persei) (англ.). Jim Kaler, Stars. Дата обращения: 7 марта 2020. Архивировано 14 января 2020 года.
  20. ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A. & Torra, J. (February 2006), A catalogue of eclipsing variables, Astronomy and Astrophysics Т. 446 (2): 785–789, DOI 10.1051/0004-6361:20053137 
  21. ↑ gam Per (англ.). ГАИШ.
  22. ↑ McAlister, H. A. (March 1982), Masses and luminosities for the giant spectroscopic/speckle interferometric binaries gamma Persei and phi Cygni, Astronomical Journal (англ.) Т. 87: 563–569, DOI 10.1086/113130 
  23. ↑ Martin, C. & Mignard, F. (February 1998), Mass determination of astrometric binaries with Hipparcos. II. Selection of candidates and results, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 330: 585–599 
  24. ↑ Allende Prieto, C. & Lambert, D. L. (1999), Fundamental parameters of nearby stars from the comparison with evolutionary calculations: masses, radii and effective temperatures, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 352: 555–562 
  25. ↑ Ginestet, N. & Carquillat, J. M. (December 2002), Spectral Classification of the Hot Components of a Large Sample of Stars with Composite Spectra, and Implication for the Absolute Magnitudes of the Cool Supergiant Components, The Astrophysical Journal Supplement Series (англ.) Т. 143 (2): 513–537, DOI 10.1086/342942 
  26. ↑ 26,0 26,1 CADARS catalog entry: recno=1129 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  27. ↑ CADARS catalog entry: recno=1130 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  28. ↑ 28,0 28,1  (англ.) Silaj, J.; Jones, C. E.; Sigut, T. A. A. & Tycner, C. (November 2014), The Hα Profiles of Be Shell Stars, The Astrophysical Journal Т. 795 (1): 12, 82, DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82 
  29. ↑ g Persei (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 7 марта 2020. Архивировано 17 февраля 2022 года.

Ссылки

Источник — https://xn--h1ajim.xn--p1ai/index.php?title=Гамма_Персея&oldid=18422511