Дельта Козерога

Дельта Козерога
Звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 21ч 47м 2,44с[1]
Склонение −16° 07′ 38,23″[1]
Расстояние 11,6359 ± 0,045 пк[2]
Видимая звёздная величина (V) 2,81[3]
Созвездие Козерог
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −6,3[4] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +261,70[1] mas в год
 • склонение −296,70[1] mas в год
Параллакс (π) 84,27 ± 0,19[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) 2,48
Спектральные характеристики
Спектральный класс A7m III[3] (kA5hF0mF2III)[5]
Показатель цвета
 • B−V +0,31[6]
 • U−B +0,07[6]
Переменность Затменная двойная, переменная типа Алголя
Физические характеристики
Масса 2,0[7]/0,9 M⊙
Радиус 1,91[7]/? R⊙
Температура 7 301[8]/? K
Металличность –0,13[8]/?
Вращение 105[9]/? км/с
Коды в каталогах

Денеб Альгеди, Шедди, 49 Козерога, ADS 15314, BD−16 5943, FK5 819, GCTP 5258.00, GJ 837, HD 207098, HIP 107556, HR 8322, SAO 164644.[10]

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Дельта Козерога (δ Cap, δ Capricorni), также называемая Денеб Альгеди,[11][12] — двойная звёздная система[13] в созвездии Козерога, находящаяся на расстоянии около 39 световых лет от Солнца. Главная звезда системы — белый гигант.

Поскольку звезда находится вблизи эклиптики, то происходят покрытия данной звезды Луной и, реже, планетами.

Звёздная система

Дельта Козерога — затменная двойная звезда, напоминающая Алголь, с периодом обращения 1,022768 суток.[13] В максимуме блеска видимая звёздная величина составляет 2,81. В момент главного минимума затмения блеск уменьшается на 0,24, в момент вторичного минимума — на 0,09.[3]

Главный компонент, Дельта Козерога A, имеет спектральный класс A7m III: это звезда-гигант, исчерпавшая запас водорода в ядре. Более точно, это химически пекулярная Am-звезда спектрального типа kA5hF0mF2 III[5]. Данное обозначает, что линия K в спектре соответствует температуре звезды спектрального класса A5; определённый по водороду спектральный класс соответствует F0, линии поглощения металлов подразумевают спектральный класс F2[8].

Ранее считалось, что данная звезда является переменной типа Дельты Щита, что является редким случаем для Am-звезды. Принадлежность звезды к такому виду переменных звёзд была поставлена под сомнение при наблюдениях в 1994 году.[14] Первичный компонент двойной звезды имеет массу и радиус, вдвое превышающие таковые соответствующие значения для Солнца;[7] при этом проекция скорости вращения составляет 105 км/с[9] (данная скорость вращения синхронизирована с орбитальным вращением). Для Am-звезды столь высокая скорость вращения необычна[14]. Внешняя оболочка звезды испускает излучение с эффективной температурой 7 301 K,[8] что придаёт звезде видимый белый цвет[15]. Вторичный компонент является звездой спектрального класса G или K, масса составляет около 90% массы Солнца.[7]

История наблюдений

В 1906 году американский астроном В. Слайфер, работавший в обсерватории Лоуэлла, обнаружил, что Дельта Козерога является спектральной двойной звездой[16]. Её орбита была определена в 1921 году К. Крампом (англ. Clifford Crump) по 69 измерениям лучевых скоростей, полученных в Йеркской обсерватории[17]. Свойства звезды как затменной двойной были определены в 1956 году О. Эггеном в Ликской обсерватории[18].

Названия

Традиционное название Денеб Альгеди происходит от арабского ذنب الجدي (ðanab al-jady) — "хвост козы", что относится к рыбьему хвосту Козерога.

В китайской астрономии данная звезда имеет название 壘壁陣四 (Lěi Bì Zhèn sì), означающее "четвёртая звезда в линии бастионов".[19] Звезда входит в астеризм, состоящий из Гаммы Козерога, Каппы Козерога, Эпсилона Козерога, Дельты Козерога, Йоты Водолея, Сигмы Водолея, Лямбды Водолея, Фи Водолея, 27 Рыб, 29 Рыб, 33 Рыб и 30 Рыб.[20] (кит.)

Примечания

  1. 1 2 3 4 5 van Leeuwen, F. (November 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
  2. ↑ Collaboration G. Gaia Early Data Release 3 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — VizieR, 2020. — Vol. 1350. — P. I/350.
  3. 1 2 3 Malkov, O. Yu.; et al. (February 2006), A catalogue of eclipsing variables, Astronomy and Astrophysics, 446 (2): 785–789, Bibcode:2006A&A...446..785M, doi:10.1051/0004-6361:20053137
  4. ↑ Wilson, Ralph Elmer. General Catalogue of Stellar Radial Velocities. — Washington: Carnegie Institution of Washington, 1953.
  5. 1 2 Gray, R. O.; et al. (October 2003), Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I., The Astronomical Journal, 126 (4): 2048–2059, arXiv:astro-ph/0308182, Bibcode:2003AJ....126.2048G, doi:10.1086/378365
  6. 1 2 Feinstein, A. (November 1974), Photoelectric UBVRI observations of AM stars, Astronomical Journal, 79: 1290, Bibcode:1974AJ.....79.1290F, doi:10.1086/111675
  7. 1 2 3 4 Batten, A. H.; Fletcher, J. M. (April 1992), A new spectroscopic orbit for Delta Capricorni, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, 86 (2): 99–109, Bibcode:1992JRASC..86...99B
  8. 1 2 3 4 Trilling, D. E.; et al. (April 2007), Debris disks in main-sequence binary systems, The Astrophysical Journal, 658 (2): 1264–1288, arXiv:astro-ph/0612029, Bibcode:2007ApJ...658.1289T, doi:10.1086/511668. See p. 33.
  9. 1 2 Royer, F.; et al. (October 2002), Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i, Astronomy and Astrophysics, 393: 897–911, arXiv:astro-ph/0205255, Bibcode:2002A&A...393..897R, doi:10.1051/0004-6361:20020943
  10. ↑ del Cap -- Eclipsing binary of Algol type, SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 2 июня 2016, Дата обращения: 6 февраля 2012 Источник. Дата обращения: 13 декабря 2016. Архивировано 2 июня 2016 года.
  11. ↑ Allen, Richard Hinckley. Star Names: Their Lore and Meaning. — Dover, 1963. — С. 141. — ISBN 0-486-21079-0.
  12. ↑ Bakich, Michael E. The Cambridge Guide to the Constellations (англ.). — Cambridge University Press, 1995. — P. 116. — ISBN 0-521-44921-9.
  13. 1 2 Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. A catalogue of multiplicity among bright stellar systems (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2008. — September (vol. 389, no. 2). — P. 869—879. — doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x. — . — arXiv:0806.2878.
  14. 1 2 Lloyd, C.; Wonnacott, D. (January 1994), Is the ROSAT Wide Field Camera EUV source and AM eclipsing binary, Delta Capricorni, also a Delta Scuti variable?, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 266: L13 – L16, Bibcode:1994MNRAS.266L..13L, doi:10.1093/mnras/266.1.l13{{citation}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  15. ↑ The Colour of Stars, Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, 21 декабря 2004, Архивировано 10 марта 2012, Дата обращения: 16 января 2012 Источник. Дата обращения: 13 декабря 2016. Архивировано из оригинала 6 февраля 2020 года.
  16. ↑ Slipher, V. M. Variable radial velocity of delta Capricorni (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1906. — Vol. 24. — P. 361. — doi:10.1086/141403. — . Архивировано 4 апреля 2019 года.
  17. ↑ Crump, C. C. The orbit of 49 delta Capricorni (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1921. — Vol. 54. — P. 127—132. — doi:10.1086/142630. — . Архивировано 4 апреля 2019 года.
  18. ↑ Eggen, Olin J. Two New Bright Variable Stars: δ Delphini and δ Capricorni (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific : journal. — 1956. — Vol. 68, no. 405. — P. 541—544. — doi:10.1086/126996. — . Архивировано 4 апреля 2019 года.
  19. ↑ 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表. Дата обращения: 13 декабря 2016. Архивировано из оригинала 29 сентября 2009 года., Hong Kong Space Museum. Accessed on line November 23, 2010.
  20. ↑  (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.

Ссылки

Эта статья взята у (из) Wikipedia. Текст лицензируется по Creative Commons - Attribution - Sharealike. К медиа файлам могут применятся дополнительные условия.