Альнилам
Звезда в созвездии Ориона, в центре Пояса Ориона.
Альнилам
Местоположение Альнилама (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000       Равноденствие J2000
СозвездиеОрион
Произношение/ æ l ˈ n aɪ l æ m / [1]
прямое восхождение05 ч 36 м 12,8 с [2]
Склонение−01° 12′ 06.9″ [2]
Видимая звездная величина  (V)1,69 [3] (1,64 – 1,74 [4] )
Характеристики
Эволюционная стадияГолубой сверхгигант
Спектральный типB0 Ia [5]
Цветовой индекс U−B−1,03 [3]
Цветовой индекс B−V−0,18 [3]
Тип переменнойα Лебедя [4]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )25,9 [6]  км/с
Собственное движение (μ) RA:  1,49 [2]  мсек / год
Декабрь:  -1,06 [2]  мсек / год
Параллакс (π)1,65 ± 0,45  мсек . дуги [2]
Расстояние1180  световых лет
(361  пк ) [7] [а]
Абсолютная величина  (M V )−6,89 [8]
Подробности [9]
Масса40  М ☉
Радиус30.62  Р ☉
Светимость419 600  л ☉
Поверхностная гравитация (log  g )3,02  сгс
Температура26,540  К
Скорость вращения ( v  sin  i )80 км/с
Возраст4,47 млн  ​​лет назад
Другие обозначения
Альнилам, ε Ори , 46 Орионис , Орионис , BD −01°969 , FK5  210, HD  37128, HIP  26311, HR  1903, SAO  132346, TD1 4963,參宿二
Ссылки на базы данных
СИМБАДданные

Альнилам — центральная звезда Пояса Ориона в экваториальном созвездии Ориона . Она имеет обозначение Байера ε Orionis , которое латинизируется как Epsilon Orionis и сокращается до Epsilon Ori или ε Ori . Это массивная голубая сверхгигантская звезда, находящаяся на расстоянии около 1200  световых лет . По оценкам , она в 419 600 раз ярче Солнца и в 40 раз массивнее .

Наблюдение

Альнилам — средняя и самая яркая из трех звезд Пояса Ориона.

Это 29-я по яркости звезда на небе (четвертая по яркости в Орионе) и голубой сверхгигант . Вместе с Минтакой и Альнитаком эти три звезды составляют Пояс Ориона , известный под многими именами во многих древних культурах. Альнилам — средняя звезда.

С 1943 года спектр этой звезды служит одной из стабильных опорных точек, по которым классифицируются другие звезды, для спектрального класса B0Ia. [5] Хотя спектр показывает изменения, особенно в линиях поглощения H-альфа , это считается типичным для этого типа светящихся горячих сверхгигантов. [10] Это также одна из 58 звезд , используемых в небесной навигации . Она находится в своей самой высокой точке на небе около полуночи 15 декабря.

Она слегка изменчива от величины 1,64 до 1,74, без четкого периода и классифицируется как переменная типа α Лебедя . [11] Ее спектр также меняется, возможно, из-за непредсказуемых изменений в потере массы с поверхности. [10]

Физические характеристики

Кривая блеска в синей полосе для Эпсилон Ориона, адаптированная из работы Кртички и Фельдмайера (2018) [12]

Оценки свойств Альнилама различаются. Сирл и его коллеги, используя код CMFGEN для анализа спектра в 2008 году, вычислили светимость 537 000  L ☉ , эффективную температуру 27 500 ± 100 K и радиус 32,4 ± 0,75  R ☉ . [8] Анализ спектров и возраста членов ассоциации Орион OB1 дает массу в 34,6 раза больше массы Солнца (40,8  M ☉ на главной последовательности ) и возраст 5,7 миллионов лет. [13] Более недавний подробный анализ Альнилама по нескольким диапазонам длин волн дал очень высокие оценки светимости, радиуса и массы, предполагая расстояние в 606 парсеков , предложенное новой редукцией Hipparcos . [2] Принятие большего параллакса из исходной редукции Hipparcos дает расстояние 412 парсеков [14] и физические параметры, более соответствующие более ранним публикациям. Светимость 832 000  L ☉ и масса 64,5  M ☉ на 606 парсеках являются самыми высокими из когда-либо полученных для этой звезды. [10] Используя предварительно рассчитанные модели, исследование 2020 года обнаружило меньшие значения светимости (420 000  L ☉ ), радиуса (30,61  R ☉ ) и массы (40  M ☉ ). [9] Другой спектроскопический модуль расстояния 7,79 подразумевает расстояние 361 парсек. [7]

Относительно простой спектр Альнилама сделал его полезным для изучения межзвездной среды . В течение следующего миллиона лет эта звезда может превратиться в звезду Вольфа-Райе и взорваться как сверхновая . Большая масса Альнилама означает, что из-за большой потери массы он не станет красной сверхгигантской звездой, [15] и, скорее всего, оставит после себя черную дыру вместо нейтронной звезды . Он окружен молекулярным облаком , NGC 1990 , которое он освещает, создавая отражательную туманность . Его звездные ветры могут достигать 2000 км/с , заставляя его терять массу примерно в 20 миллионов раз быстрее, чем Солнце. [16]

Номенклатура и история

ε Orionis — это обозначение звезды по системе Байера , а 46 Orionis — ее обозначение по системе Флемстида .

Традиционное название Альнилам происходит от арабского النظام al-niẓām 'расположение/нить (жемчуга)'. Схожие варианты написания - Alnihan и Alnitam : [17] все три варианта, очевидно, являются ошибками в транслитерации или ошибками копирования, первый, возможно, из-за путаницы с النيلم al-nilam ' сапфир '. [18] В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN) [19] для каталогизации и стандартизации собственных имен для звезд. Первый бюллетень WGSN от июля 2016 года [20] включал таблицу первых двух партий названий, одобренных WGSN; в которую входило Альнилам для этой звезды. Теперь он внесен в Каталог названий звезд МАС. [21]

Пояс Ориона

Три звезды пояса были известны под многими именами во многих культурах. Арабские термины включают Al Nijād («Пояс»), Al Nasak («Линия»), Al Alkāt («Золотые зерна или орехи») и, в современном арабском языке, Al Mīzān al H•akk («Точное весовое коромысло»). В китайской мифологии они также были известны как Весовое коромысло. [17]

На китайском языке參宿( Shēn Sù ), что означает Три звезды (астеризм) , относится к астеризму, состоящему из Альнилама, Альнитака и Минтаки (Пояса Ориона), к которым позже добавились Бетельгейзе , Беллатриса , Сайф и Ригель . [22] Следовательно, китайское название Альнилама —參宿二( Shēn Sù èr , англ.: Вторая звезда из трех звезд ). [23] Это один из западных особняков Белого Тигра .

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Рассчитано с использованием модуля расстояния 7,79 в следующем уравнении: . Это дает значение 361 парсек.
    г = 10 μ 5 + 1 {\displaystyle d=10^{{\frac {\mu }{5}}+1}}

Ссылки

  1. ^ Куницш, Пол; Смарт, Тим (2006). Словарь современных названий звезд: краткое руководство по 254 названиям звезд и их производным (2-е переиздание). Кембридж, Массачусетс: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  2. ^ abcdef van Leeuwen, F. (ноябрь 2007 г.). «Проверка новой редукции Hipparcos». Astronomy & Astrophysics . 474 (2): 653– 664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A&A...474..653V. doi : 10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  3. ^ abc Ducati, JR (2002). "VizieR Online Data Catalog: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона". Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2237. Bibcode : 2002yCat.2237....0D.
  4. ^ ab Рубан, EV; Алексеева, GA; Архаров, AA; Хаген-Торн, EI; Галкин, VD; Никанорова, IN; Новиков, VV; Пахомов, VP; Пузакова, T. Yu. (сентябрь 2006). "Спектрофотометрические наблюдения переменных звезд". Astronomy Letters . 32 (9): 604– 607. Bibcode :2006AstL...32..604R. doi :10.1134/S1063773706090052. S2CID  121747360.
  5. ^ ab Morgan, WW; Keenan, Philip C.; Kellman, Edith (1943). "Атлас звездных спектров" (PDF) . Astrophysical Monographs . 152 (3849): 147. Bibcode :1943Natur.152..147.. doi : 10.1038/152147a0 . S2CID  4109100.
  6. ^ Гончаров, ГА (ноябрь 2006 г.). «Пулковская компиляция радиальных скоростей для 35 495 звезд Hipparcos в общей системе». Astronomy Letters . 32 (11): 759– 771. arXiv : 1606.08053 . Bibcode : 2006AstL...32..759G. doi : 10.1134/S1063773706110065. S2CID  119231169.
  7. ^ аб Оплиштилова, А.; Майер, П.; Харманек, П.; Брож, М.; Пигульский А.; Божич, Х.; Заще, П.; Шлехта, М.; Пабло, Х.; Колачек-Шимански, Пенсильвания; Моффат, AFJ; Ловкин, CC; Уэйд, Джорджия; Цвинц, К.; Попович, А.; Вайс, WW (2023). «Спектр вторичного компонента и новые элементы орбиты массивной тройной звезды δ Ori A». Астрономия и астрофизика . 672 : А31. arXiv : 2301.10290 . Бибкод : 2023A&A...672A..31O. дои : 10.1051/0004-6361/202245272. S2CID  256226821.
  8. ^ ab Searle, SC; Prinja, RK; Massa, D.; Ryans, R. (2008). «Количественные исследования оптических и ультрафиолетовых спектров ранних галактических сверхгигантов B. I. Фундаментальные параметры». Astronomy and Astrophysics . 481 (3): 777– 97. arXiv : 0801.4289 . Bibcode :2008A&A...481..777S. doi :10.1051/0004-6361:20077125. S2CID  1552752.
  9. ^ аб Жарго, Дж.; Фиерро-Сантильян, Чехия; Клапп, Дж.; Арриета, А.; Ариас, Л.; Валенсия, JM; Сигалотти, Л. Ди Г.; Харетер, М.; Пуэбла, RE (01.11.2020), «Создание и использование больших сеток предварительно рассчитанных моделей атмосфер для быстрого анализа звездных спектров», Astronomy and Astrophysicals , 643 : A88, arXiv : 2009.10879 , Bibcode : 2020A&A...643A. .88Z, дои :10.1051/0004-6361/202038066, ISSN  0004-6361
  10. ^ abc Пуэбла, RE; Хиллиер, диджей; Жарго, Дж.; Коэн, Д.Х.; Лейтенеггер, Массачусетс (2015). «Рентгеновский, УФ- и оптический анализ сверхгигантов: ϵ Ори». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 456 (3): 2907–2936 . arXiv : 1511.09365 . Бибкод : 2016MNRAS.456.2907P. дои : 10.1093/mnras/stv2783 . S2CID  7887625.
  11. ^ "Формы запросов GCVS". www.sai.msu.su . Получено 2019-01-12 .
  12. ^ Krtička, J.; Feldmeier, A. (сентябрь 2018 г.). "Изменения света из-за нестабильности ветра, вызванной линиями, и ветровой изоляции в звездах O" (PDF) . Astronomy & Astrophysics . 617 : A121. arXiv : 1807.09407 . Bibcode :2018A&A...617A.121K. doi :10.1051/0004-6361/201731614. S2CID  119388848 . Получено 11 августа 2022 г. .
  13. ^ Восс, Р.; Диль, Р.; Винк, Дж. С.; Хартманн, Д. Х. (2010). «Исследование эволюционирующего массивного звездного населения в Орионе с помощью кинематических и радиоактивных трассеров». Астрономия и астрофизика . 520 : 10. arXiv : 1005.3827 . Bibcode : 2010A&A...520A..51V. doi : 10.1051/0004-6361/201014408. S2CID  38599952. A51.
  14. ^ Перриман, MAC; Линдегрен, Л.; Ковалевский Ю.; Хог, Э.; Бастиан, У.; Бернакка, Польша; Крезе, М.; Донати, Ф.; Гренон, М.; Рост, М.; Ван Леувен, Ф.; Ван дер Марель, Х.; Миньяр, Ф.; Мюррей, Калифорния; Ле Пул, РС; Шрийвер, Х.; Турон, К.; Ареноу, Ф.; Фрешле, М.; Петерсен, CS (1997). «Каталог HIPPARCOS». Астрономия и астрофизика . 323 : Л49. Бибкод : 1997A&A...323L..49P.
  15. ^ Хамфрис, Роберта М.; Хельмель, Грета; Джонс, Терри Дж.; Гордон, Майкл С. (2020-09-01). «Изучение истории потери массы красных сверхгигантов*». The Astronomical Journal . 160 (3): 145. arXiv : 2008.01108 . Bibcode : 2020AJ....160..145H. doi : 10.3847/1538-3881/abab15 . ISSN  0004-6256.
  16. ^ Crowther, PA; Lennon, DJ; Walborn, NR (январь 2006 г.). «Физические параметры и свойства ветра ранних галактических сверхгигантов B». Astronomy & Astrophysics . 446 (1): 279– 293. arXiv : astro-ph/0509436 . Bibcode : 2006A&A...446..279C. doi : 10.1051/0004-6361:20053685. S2CID  18815761.
  17. ^ ab Allen, Richard Hinckley (1936). Названия звезд и их значения . стр.  314–315 .
  18. ^ Кнобель, ЭБ (сентябрь 1909 г.). «Название эпсилона Ориона». Обсерватория . 32 : 357. Bibcode : 1909Obs....32..357K.
  19. ^ "Рабочая группа МАС по названиям звезд (WGSN)" . Получено 22 мая 2016 г. .
  20. ^ "Бюллетень рабочей группы МАС по названиям звезд, № 1" (PDF) . Получено 28 июля 2016 г.
  21. ^ "Каталог звездных имен МАС" . Получено 28 июля 2016 г.
  22. ^ (на китайском языке) 中國星座神話, автор 陳久金. Опубликовано 台灣書房出版有限公司, 2005 г., ISBN 978-986-7332-25-7 . 
  23. ^ (на китайском языке) AEEA (Выставочная и образовательная деятельность в области астрономии) 天文教育資訊網 2006 — 5 月 25 日. Архивировано 16 июля 2011 г. в Wayback Machine.
  • Астрономическое изображение дня НАСА: изображение Альнилама (29 сентября 2009 г.)
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Alnilam&oldid=1256539391"