Xi Ursae Majoris

Alula Australis ist ein Mehrfachsternsystem, bestehend aus mindestens vier Mitgliedern, die 27,3 Lichtjahre entfernt von der Solaranlage ist. Seine beiden Komponenten sind massivere gelben Sterne der Hauptsequenz. Die wichtigste davon ist eine Variable RS Canum Venaticorum.

Beobachtung

Alula Australis befindet sich im südlichsten Teil des Sternbild Großer Bär befindet sich am Fuße der mythologischen Figur, an der Grenze mit der Konstellation Leo Minor. Im südlichen Rand der Konstellation hatte arabischen Astronomen einen Asterismus genannt Leaping Gazelle, die aus drei Paaren von Sternen auf dem Süd-Ost Nord-West angeordnet identifiziert. Das erste Paar ist die von Alula Alula Borealis und Australis gebildet.

Mail bis 31 Grad über dem Himmelsäquator, eine Position nicht mit deutlich Borealis, dass die meisten der anderen Sterne der Konstellation statt präsentiert, bietet gute Beobachtung auch in der südlichen Hemisphäre. Es ist in der Tat nur in den antarktischen Regionen unsichtbar. Allerdings ist es tief am Horizont erscheint Norden in südlichsten Regionen von Südamerika. Werden Circumpolar über der 59. parallel Norden.

Das Hotel liegt etwa einem Grad und eine halbe südlich der etwas heller Alula Borealis, müssen die beiden Stars nicht eine körperliche Paar zu bilden: Alula Borealis ist in der Tat bei uns 15-mal mehr Alula Australis.

Auch wenn mit dem bloßen Auge erscheint als eine einzige Stern, bereits ein bescheidenes Teleskop ist in der Lage, zwei Komponenten zu lösen.

Geschichte der Beobachtungen

Alula Australis wurde am 2. Mai entdeckt, um eine visuelle binary von Sir William Herschel sein, 1780. Auf der Suche um 1800, einige dualen Systeme, einschließlich Alula Australis, etwa zwanzig Jahre nach ihrer Entdeckung, Herschel erkannte, dass sie mussten gebunden werden gravitationsuntereinander und daß ihre Bewegung war orbitaler Natur. Im Jahre 1826 wurde die Position der beiden Komponenten sorgfältig von Friedrich Georg Wilhelm Struve gemessen. Diese präzisen Beobachtungen Félix Savary erlaubt im Jahre 1828, um die Umlaufbahnen der beiden Komponenten mit den Gesetzen der Newtonschen Mechanik zu berechnen. Dies war der erste Star-System, das in der Lage, um die Umlaufbahn zu berechnen war. Die Berechnung wurde 1829 von Sir John Herschel, Sohn von William perfektioniert. Weil die Sternsystem Alula australis durch zwei Komponenten Brillanz fast gleich, nicht zu nahe beieinander liegen und eine Zeit nicht zu lang besteht, es ist Gegenstand kontinuierlicher Beobachtungen durch die Entdeckung von Herschel und es wurden zahlreiche Versuche unternommen, um mit Genauigkeit zu berechnen die Umlaufbahn. Es war, als ein Ergebnis dieser fort Beobachtungen, die im Jahre 1905 vom dänischen Astronom und Mathematiker Niels Erik Norlund wurde entdeckt, dass eine der Komponenten des Systems zeigten kleine Schwingungen, dass er richtig interpretiert, dass dies auf das Vorhandensein einer anderen Komponente nicht sichtbar Instrumente zur Verfügung.

Eigenschaften

Umlaufbahn der Hauptkomponenten

Die Mehrfachsternsysteme neigen dazu, sich in engen Paaren, die Umlaufbahn um miteinander zu vereinbaren. Dies ist auch mit dem System der Alula australis der Fall ist. In der Tat, die beiden visuellen Komponenten sind spektroskopische Binärdateien, Doppelsterne, die zu nahe mit Teleskopen zur Verfügung beschlossen werden soll. Die Haupt hieß Alula Australis Aa und seine benachbarten Partner Alula Australis Ab. Die Sterne des anderen Paares wurden Alula Australis Ba und Bb genannt. Die Umlaufbahn der beiden visuellen Komponenten ist einer der bekanntesten und untersucht. Sie einander umkreisen mit einer Periode von 59,878 Jahre. Die Umlaufbahn ist sehr exzentrisch und geneigt, unsere Sicht auf 122 °. Die große Halbachse von 2,53 Bogensekunden. Aus diesem Wert und dem geschätzten Abstand läßt sich ableiten, daß die beiden optischen Komponenten voneinander weg durchschnittlich 21,2 UA, aber die Exzentrizität der Ansätze UA 13,4 auf Periastron werden und läuft bis zu 29,6 bis UA 'afastro.

Das Paar Aa-Ab

Die beiden Komponenten Aa und Ab spektroskopischen einander umkreisen mit einer Periode von 1,832 Jahre in einer sehr exzentrischen Bahn gekippt etwa 95 °. Die große Halbachse beträgt 57 mas. Wenn diese Daten korrekt sind, dann sind die zwei Körper des Paares sind in der Nähe von 0,8 AU zu Periastron und wende dich bis zu 2,6 AU all'afastro.

Der Haupt Aa ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G0, Masse ähnlich der von der Sonne. Es hat eine Oberflächentemperatur von 5950 ± 30 K, die zusammen mit einem Radius etwas größer als der des Sun stellt die Helligkeit ein wenig 'größer als die unserer Sterne. In einer Entfernung von 27,3 Jahre Licht, bietet diese Licht Die Komponente Aa eine scheinbare Helligkeit 4.41. Es hat eine Fülle von Metallen niedriger als Solar- und angesichts der relativ geringen chromosphärischen Aktivität und Ähnlichkeit der Linien der Ca-II zu jenen Solar wird auf ein Alter von mehr als zwei Milliarden Jahren.

Die Komponente Aa steht im Verdacht, variable RS Canum Venaticorum, das seine Helligkeit von 0.01 Magnituden ändert. Die Variablen dieses Typs haben eine magnetische Aktivität ähnlich der der Sonne, jedoch mit einer Energie von mehreren zehn Mal größer. Dies erzeugt Magnetismus der Sternflecken, also Bereiche, in denen die Temperatur niedriger als die Photo, sehr umfangreich ist. Die Ausdehnung der Flecken wahrscheinlich eine Abnahme der Helligkeit des Sterns verursachen. Die Variabilität wird durch die Tatsache, dass auf sich drehenden, die Sterne setzt den Betrachter abwechselnd das betroffene Gebiet von Flecken und nicht belasteten bestimmt. Wegen Variablen RS Canum Venaticorum alle haben einen Begleiter, muss die hohe magnetische Aktivität in irgendeiner Weise auf die Wechselwirkungen zwischen der Variablen und ihre Begleiter in Beziehung gesetzt werden, sind aber noch nicht klar, die genauen Mechanismen, die solche intensive Aktivität zu erzeugen.

Das sekundäre Komponente A viel weniger von seinem Partner bekannt, da es unmöglich ist, direkt zu beobachten. Es wird angenommen, dass es ein Stern vom Spektraltyp M3, mit einer Masse von etwa 0,37 M⊙ und heller 11. Es kann einen Radius von etwa der Hälfte ihrer helleren Begleiter zu haben.

Das Paar Ba-Bb

Das Paar Ba-Bb ist eine sehr enge Doppel: der Umlaufzeit von nur 3,98 Tage, und der Abstand zwischen den beiden Komponenten von nur 0,06 AU, das entspricht etwa 9.000.000 km. Die Umlaufbahn ist kreisrund, ohne Exzentrizität.

Der Haupt Paar, Ba, ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G5. Die Oberflächentemperatur ist 5650 ± 50 K, etwas niedriger als die der Sonne und weniger als etwa 300 K gegenüber der Komponente Aa. Dies, gepaart mit einem Radius ein wenig kleiner als die Sonne, gibt es eine Helligkeit geringer als die von unserem Stern. Die Masse der Ba sollte daher geringer als die von der Sonne wird angenommen, dass etwa 90% der Masse der Sonne haben. Die Helligkeit des Ba, der Abstand von 27,3 Jahre Licht, gibt eine scheinbare Helligkeit 4,87. Auch Metallgehalt aus Ba ist geringer als die der Sonne und ähnlich der Aa.

Es gibt viel Unsicherheit über die Natur der Komponente Bb. Es hat eine Masse von mehr als 35 MJ; Allerdings ist unklar, ob es sich um einen Braunen Zwerg oder ein Stern orange-rot aus unserer neuesten Unterklassen von Spektraltyp K, mit einer Masse etwa die Hälfte der Sonne.

Alula Australis Bc?

Diese Unsicherheit rührt von der Tatsache, dass die visuelle Komponente B von Alula Australis sieht zu hell für einen Star seiner Klasse; Auch die Gesamtmasse der Komponente B wird berechnet, um 1,5 M⊙ sein. Wenn der Beitrag des Ba 0,9 M⊙, muss es eine Komponente von etwa 0,5 M⊙ die zur Komponente B und seine Helligkeit beiträgt. Diese Komponente wurde manchmal mit dem Partner spektroskopische Ba, dh Bb identifiziert. Allerdings ist es unwahrscheinlich, dass es so nah an der Hauptstern sein, damit wurde die Existenz einer anderen Komponente am weitesten entfernten, die genannt worden ist Bc soll. Es könnte ein Star der Klasse K zu sein, ist, dass 50 Milli Ba, der mit einer Periode von 2,2 bzw. 2,9 Jahre das Haupt umkreist.

Alula Australis C?

Bemerkungen die Anwesenheit eines anderen Gefährten auf 54,3 Bogensekunden aus dem System, die so genannte Alula Australis C. Ihre Klasse ist M8, und hat Größe 15. Es ist nicht klar, ob dies ein Begleiter physischen, gravitativ gebunden das System ist oder wenn der Nahbereich optische Nur. Wenn sie physisch verbunden sind, wäre es weit von dem Paar BA mindestens 450 UA und würde eine Umlaufbahn um die vier oder fünf seiner Begleiter mindestens 5600 Jahre abzuschließen. Alula Australis ist dann sicherlich eine vierfache Sternsystem, aber es könnte fünfmal oder sechsmal sein.

Etymologie

Der korrekte Name Alula Australis bedeutet "südlich von Alula". Das Wort Alula kommt aus dem arabischen Begriff al-Ula, der die erste Einrichtung, in Bezug all'asterismo Leaping Gazelle, betrachteten das Paar Alula Australis-Alula Borealis den ersten Sprung und die anderen zwei Paare von Sternen, die jeweils die zweite und der dritte Sprung. Die Spezifikation australis wurde in Latein hinzugefügt Alula Alula Australis von Borealis südlich des Paares zu unterscheiden, da Xi Ursae Majoris Sterne. Die asterism Leaping Gazelle wurde so genannt, weil, wobei die drei Paare von Sternen, liegt an der Grenze mit der Konstellation Leo Minor, arabische Astronomen hatte sich vorgestellt, dass sie die Sprünge einer Gazelle, die aus Angst vor dem Löwen sprangen vertreten bilden sie an sich.

In China wurde das Paar Alula Australis-Alula Borealis als Tae Hea (下台), die den unteren Würdenträgers bedeutet, bekannt, während die anderen zwei Paare waren dell'asterismo Würden mittlere und hohe Würdenträger nennen.

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