Zeta Puppis - Zeta Puppis

ζ Puppis
Созвездие щенков map.svg
Красный circle.svg
Расположение ζ Puppis (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеЩенок
Прямое восхождение08час 03м 35.1s[1]
Склонение−40° 00′ 11.6″[1]
Видимая величина  (V)2.25[2]
Характеристики
Спектральный типO4If (n) p[3]
U − B индекс цвета−1.09[2]
B − V индекс цвета−0.27[2]
Тип переменнойПодозреваемый α Cyg[4]
Астрометрия
Правильное движение (μ) РА: −27.91[1] мас /год
Декабрь: 16.68[1] мас /год
Параллакс (π)3.01 ± 0.10[1] мас
Расстояние1,080 ± 40 лы
(330 ± 10 ПК )
Абсолютная величина  (MV)-6.23[5]
Подробности
Масса56.1[5] M☉
Радиус14-26[6] р☉
Яркость (болометрический)813,000[5] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)3.5[7]-3.9[8] cgs
Температура40,000[5] K
Металличность [Fe / H]0.34[9] dex
Скорость вращения (v грехя)>220[9] км / с
Возраст3.2[5] Myr
Прочие обозначения
Наос, Сухаил Хадар, ζ Puppis, ζ Pup, Зета Щенок CPD −39°2011, FK5  306, GC  10947, HD  66811, БЕДРО 39429, HR  3165, PPM  312524, SAO 198752.
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Zeta Puppis (ζ Puppis, сокращенно Зета Щенок, ζ Щенок), официально названный Naos /ˈпeɪ.ɒs/,[10][11] это звезда в созвездие из Щенок.

В спектральный класс O4 означает, что это одна из самых горячих и ярких звезд, видимых невооруженным глазом. Это один из немногих невооруженных глаз Звезды О-типа а также один из ближайших к земной шар.[6] Это синий сверхгигант, одна из самых ярких звезд в Млечный Путь. Визуально он более чем в 10 000 раз ярче, чем солнце, но его высокая температура означает, что большая часть его радиация находится в ультрафиолетовый и это болометрический светимость более чем в 500 000 раз больше, чем у Солнца. Это также 72-й ярчайшая звезда с точки зрения кажущаяся величина с Земли.

Naos типичен для звезд O-типа тем, что имеет чрезвычайно сильную звездный ветер, измеренная на скорости 2500 км / с,[12] при котором звезда теряет более одной миллионной своей массы каждый год,[12] или примерно в 10 миллионов раз больше, чем Солнце за сопоставимый период времени.

Номенклатура

ζ Puppis (Латинизированный к Zeta Puppis) является звездным Обозначение Байера.

Он носит имя Naos, от Греческий ναύς "корабль", а по-арабски Сухаил Хадар (سهيل هدار, возможно, означает «ревущий яркий»). В 2016 г. Международный астрономический союз организовал Рабочая группа по звездным именам (WGSN)[13] каталогизировать и стандартизировать имена собственные для звезд. WGSN утвердила название Naos для этой звезды 21 августа 2016 года, и теперь она внесена в Каталог звездных имен МАС.[11]

Тезка

USS Naos (АК-105) был ВМС США Грузовой корабль класса Кратер назван в честь звезды.

Физические характеристики

Художественное изображение Zeta Puppis

Zeta Puppis была тщательно изучена из-за ее редкости и относительной близости к Земле, но ее физические параметры и расстояние до сих пор плохо известны. Это был бы ценный шаг на пути к космическая дистанционная лестница, уточняющее 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 водородом, обычно 40 000-44 000K.[6][5][8] Буква «f» указывает на то, что в спектре есть линии излучения ионизированного гелия и азота, что не является редкостью для несколько эволюционировавших горячих звезд O и обычно идентифицируется по составному профилю излучения и поглощения звезды 468,6.нм ОнII спектральная линия. "N" (туманность) указывает на уширенные линии поглощения, вызванные быстрым вращением звезды, в данном случае более 220 км / с на экваторе. «P» - это общий спектральный индикатор особенности. Такое сочетание спектральных характеристик необычно, поскольку ожидается, что эволюционирующие горячие звезды будут вращаться относительно медленно после торможения сильным звездным ветром, а в Млечном Пути известно только 8 звезд этого типа.[14] Спектральный тип затрудняет определение физических параметров, так как стандартные индикаторные линии спектральной светимости своеобразны, и этот тип звезд не может быть полностью смоделирован. Повышенный уровень гелия и азота и более низкая поверхностная гравитация указывают на некоторую степень эволюции вдали от главная последовательность нулевого возраста а Зета Пуппис считается сверхгигантом.[5]

Угловой размер Zeta Puppis был измерен интерферометрически и составил 0,41 мсек. Дуги.[15] и фотометрически 0,38 мсек. дуги.[16] Известное расстояние напрямую даст реальный размер звезды, который ограничит другие характеристики, такие как светимость и масса. Публикации о расстоянии Zeta Puppis варьируются от примерно 300% на основе динамических измерений или параллакса до более 600% на основе физического моделирования.[6] Это приводит к оценкам светимости от 550 000 до 800 000 яркости Солнца, массы от 22,5 до 56 Солнца и радиуса от 14 до 26 Солнца. Пересмотренный Hipparcos значение параллакса дает расстояние 335 парсек (1093 св. лет) ± 4%,[17] намного ниже, чем ожидалось из наблюдаемых характеристик звезды.

Сообщается, что Zeta Puppis изменчив и классифицируется как подозреваемый Переменная Alpha Cygni. Он показывает вариации в ЧАСα профили спектральных линий и рентгеновский снимок светимость по шкале времени менее суток.[18][19]

Гелий

В 1896 г. Уильямина Флеминг наблюдали загадочные спектральные линии от Zeta Puppis, которые соответствовали Формула Ридберга если использовались полуцелые числа вместо целых. Позже выяснилось, что это были ионизированные гелий.[20]

Источник

Ранними предположениями о месте рождения Дзета Пуппис были очень молодая звездная ассоциация Vela R2 с плотностью около 800% и ассоциация Vela OB2 с массой 450%.[21] Ни одно из происхождений не является удовлетворительным. Расстояние 800 пк требует аномально высокой светимости, в то время как ассоциация Vela OB2 намного старше, чем Zeta Puppis, и космическая скорость не ведет обратно к этому скоплению.

Многие физические модели и исходные 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 Трамплер 10 Ассоциация OB на уровне около 300pc, но это также гораздо более старый кластер, и физические модели по-прежнему приводят к расстоянию 450-600pc.[6]

Zeta Puppis показывает высокую космическую скорость и очень высокую скорость вращения, и предполагалось, что это убегающая звезда, образовавшаяся в результате сверхновой в двойной системе, возможно, прародительницы звезды. Десна туманность[22] но свидетельств, подтверждающих это, немного.[23]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е Ван Леувен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007 A&A ... 474..653V. Дои:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ а б c Дукати, Дж. Р. (2002). "Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона". CDS / ADC Коллекция электронных каталогов. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237 .... 0D.
  3. ^ Сота, А .; Maíz Apellániz, J .; Walborn, N.R .; Alfaro, E.J .; Barbá, R.H .; Morrell, N.I .; Gamen, R.C .; Ариас, Дж. И. (2011). "Спектроскопический обзор галактических O-звезд. I. Система классификации и яркие северные звезды в сине-фиолетовом на R ∼ 2500". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 193 (2): 24–50. arXiv:1101.4002. Bibcode:2011ApJS..193 ... 24S. Дои:10.1088/0067-0049/193/2/24. S2CID  119248206.
  4. ^ Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007–2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / gcvs. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S. 1: 02025. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  5. ^ а б c d е ж грамм Bouret, J. -C .; Hillier, D.J .; Lanz, T .; Фуллертон, А. В. (2012). «Свойства галактических O-сверхгигантов ранних типов: комбинированный FUV-УФ и оптический анализ». Астрономия и астрофизика. 544: A67. arXiv:1205.3075v1. Bibcode:2012A и A ... 544A..67B. Дои:10.1051/0004-6361/201118594. S2CID  119280104.
  6. ^ а б c d е Schilbach, E .; Розер, С. (2008). «О происхождении звезд О-типа поля». Астрономия и астрофизика. 489 (1): 105–114. arXiv:0806.0762. Bibcode:2008A&A ... 489..105S. Дои:10.1051/0004-6361:200809936. S2CID  18791701.
  7. ^ Андерхилл, А. Б .; Диван, л .; Превот-Бурничон, М. - Л .; Доазан, В. (1979). «Эффективные температуры, угловые диаметры, расстояния и линейные радиусы для звезд 160 O и B». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 189 (3): 601. Bibcode:1979МНРАС.189..601У. Дои:10.1093 / mnras / 189.3.601.
  8. ^ а б Маркова, Н .; Puls, J .; Simón-Díaz, S .; Herrero, A .; Марков, Х .; Лангер, Н. (2014). «Спектроскопические и физические параметры галактических звезд O-типа». Астрономия и астрофизика. 562: A37. arXiv:1310.8546. Bibcode:2014A & A ... 562A..37M. Дои:10.1051/0004-6361/201322661. S2CID  55083993.
  9. ^ а б Дэни Ванбеверен (2011). «Zeta Pup: слияние по крайней мере двух массивных звезд». Материалы научного собрания в честь Энтони Ф. Ж. Моффа, состоявшегося в Auberge du Lac Taureau. 465: 342. arXiv:1109.6497v1. Bibcode:2012ASPC..465..342V.
  10. ^ "наос". Оксфордский словарь английского языка (Интернет-изд.). Издательство Оксфордского университета. (Подписка или членство участвующего учреждения требуется.)
  11. ^ а б "Каталог звездных имен МАС". Получено 28 июля 2016.
  12. ^ а б Eversberg, T .; Лепин, С .; Моффат, А. Ф. Дж. (1998). "Перемещающиеся на ветру комки горячего сверхгиганта ζ Puppis". Астрофизический журнал. 494 (2): 799. Bibcode:1998ApJ ... 494..799E. Дои:10.1086/305218.
  13. ^ Рабочая группа IAU по звездным именам (WGSN), Международный астрономический союз, получено 22 мая 2016.
  14. ^ Walborn, Nolan R .; Ховарт, Ян Д.; Эванс, Кристофер Дж .; Crowther, Paul A .; Моффат, Энтони Ф. Дж .; Сент-Луис, Николь; Фарина, Сесилия; Bosch, Guillermo L .; Моррелл, Нидия I .; Barba, Rodolfo H .; van Loon, Jacco Th. (2010). «Класс Onfp в Магеллановых облаках». Астрономический журнал. 139 (3): 1283. arXiv:1001.4032. Bibcode:2010AJ .... 139.1283W. Дои:10.1088/0004-6256/139/3/1283. S2CID  119297513.
  15. ^ Hanbury Brown, R .; Дэвис, Дж .; Аллен, Л. Р. (1974). «Угловые диаметры 32 звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 167: 121–136. Bibcode:1974МНРАС.167..121Х. Дои:10.1093 / mnras / 167.1.121.
  16. ^ Kudritzki, R.P .; Саймон, К. П .; Хаманн, W.-R. (1983). «Не-LTE анализ массивных O-звезд. II - звезда O4 Zeta Puppis». Астрономия и астрофизика. 118: 245. Bibcode:1983 A&A ... 118..245K.
  17. ^ Maíz Apellániz, J .; Alfaro, E.J .; Сота, А. (2008). «Точные расстояния до ближайших массивных звезд с новым сокращением исходных данных Hipparcos». 0804: 2553. arXiv:0804.2553. Bibcode:2008arXiv0804.2553M. Цитировать журнал требует | журнал = (помощь)
  18. ^ Berghoefer, T. W .; Baade, D .; Schmitt, J.H.M .; Kudritzki, R.-P .; Puls, J .; Hillier, D.J .; Полдрах, А. В. А. (1996). «Коррелированная изменчивость рентгеновского излучения и Hα-излучения сверхгиганта O4If ζ Puppis». Астрономия и астрофизика. 306: 899. Bibcode:1996A & A ... 306..899B.
  19. ^ Оскинова, Л. М .; Todt, H .; Huenemoerder, D. P .; Hubrig, S .; Ignace, R .; Hamann, W.-R .; Балона, Л. (2015). «О пульсации рентгеновского излучения в переменных типа β Цефея». Астрономия и астрофизика. 577: A32. arXiv:1503.05749. Bibcode:2015A&A ... 577A..32O. Дои:10.1051/0004-6361/201525908. S2CID  118470320.
  20. ^ Бор, Н. (1913). «Спектры гелия и водорода». Природа. 92 (2295): 231–232. Bibcode:1913Натура..92..231Б. Дои:10.1038 / 092231d0. S2CID  11988018.
  21. ^ Van Rensbergen, W .; Vanbeveren, D .; Де Лур, К. (1996). «OB-беглецы в результате массивной звездной эволюции». Астрономия и астрофизика. 305: 825. Bibcode:1996 А и А ... 305..825 В.
  22. ^ Woermann, B .; Gaylard, M. J .; Отрупчек, Р. (2001). «Кинематика области туманности Гам». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 325 (3): 1213. Bibcode:2001МНРАС.325.1213W. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2001.04558.x.
  23. ^ Choudhury, R .; Бхатт, Х.С. (2009). «Кинематика молодых звездных объектов, связанных с кометными глобулами в туманности Гум». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 393 (3): 959. arXiv:0811.4389. Bibcode:2009МНРАС.393..959С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.14189.x. S2CID  11767920.