Beta Arietis - Beta Arietis

β Arietis
Mapa gwiazdozbiorów Barana.svg
Red circle.svg
Lokalizacja β Arietis (zakreślone)
Dane obserwacyjne Epoka J2000       Equinox J2000
Konstelacja Baran
Rektascensja 01 godz. 54 m 38,41099 s
Deklinacja + 20 ° 48 ′ 28,9133 ″
Pozorna wielkość   (V) 2,655
Charakterystyka
Typ widmowy A5 V
Indeks koloru U-B +0,170
Indeks koloru B-V +0,142
Astrometria
Prędkość radialna (R v ) -1,9 km / s
Prawidłowy ruch (μ) RA: +  98,74  m / rok
Grudzień:  -110,41  m / rok
Paralaksa (π) 54,74 ± 0,75  mas
Dystans 59,6 ± 0,8  ly
(18,3 ± 0,3  szt. )
Absolutna wielkość   (M V ) 1,55 ± 0,09
Orbita
Towarzysz Beta Arietis B.
Okres (P) 106,9954 ± 0,0005 dni
Półoś wielka (a) 36,1 ± 0,3 mas
Mimośrodowość (e) 0,903 ± 0,012
Pochylenie (i) 44,7 ± 1,3 °
Długość węzła (Ω) 79,1 ± 0,8 °
Argument periastron (ω)
(wtórny) 		209,1 ± 1,2 °
Detale
ZA
Masa 2,34 ± 0,10   M ☉
Jasność 23  L ☉
Grawitacja powierzchniowa (log  g ) 4,0  cgs
Temperatura 9000  K
Metaliczność [Fe / H] 0,16  dex
Prędkość obrotowa ( v  sin  i ) 73 km / s
Wiek 0,3  Gyr
b
Masa 1,34 ± 0,07   M ☉
Jasność 1,3  l ☉
Inne oznaczenia
Sheratan, Sharatan, Al Sharatain, 6 Arietis, Gl 80, HR 553, BD + 20 ° 306, HD 11636, SAO 75012, FK5 66, HIP 8903.
Odnośniki do baz danych
SIMBAD dane
ARICNS dane

Beta Arietis ( β Arietis , w skrócie Beta Ari , p Ari ), oficjalnie nazwany Sheratan / ʃ ɛr ə t ć n / , to system gwiazda i drugim najjaśniejsza gwiazda w konstelacji z Aries , znakowanie drugi w barani róg.

Nomenklatura

Beta Arietis to oznaczenie gwiazdy przez firmę Bayer . Nosi również oznaczenie Flamsteed 6 Arietis .

Tradycyjna nazwa, Sheratan (lub Sharatan, Sheratim), w całości Al Sharatan, pochodzi od arabskiego الشرطان aš-šaraţān "dwa znaki", odniesienie do gwiazdy, która wyznaczyła północną równonoc wiosenną wraz z Gamma Arietis kilka tysięcy lat temu . W 2016 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna zorganizowała grupę roboczą ds. Nazw gwiazd (WGSN) w celu skatalogowania i ujednolicenia nazw własnych gwiazd. WGSN zatwierdziła nazwę Sheratan dla tej gwiazdy w dniu 21 sierpnia 2016 r. I jest teraz wpisana do Katalogu nazw gwiazd IAU.

W Chinach , 婁宿 ( Lou xiu ), co oznacza Bond (asteryzmie) odnosi się do asteryzmie obejmującej Arietis p, γ Arietis i α Arietis . W konsekwencji chińska nazwa samej β Arietis to 婁 宿 一 ( Lóu Su yī , po angielsku: the First Star of Bond ).

Nieruchomości

Beta Arietis ma pozorną wielkość wizualną 2,66. Na podstawie pomiarów paralaksy znajduje się w odległości 59,6 lat świetlnych (18,3 parseków ) od Ziemi. Jest to spektroskopowy układ podwójny gwiazd składający się z pary gwiazd krążących wokół siebie z separacją, której obecnie nie można rozdzielić za pomocą konwencjonalnego teleskopu. Jednak para została rozwiązana za pomocą interferometru gwiazdowego Mark III w Obserwatorium Mount Wilson . Pozwala to na obliczenie elementów orbitalnych , a także indywidualnych mas obu gwiazd. Gwiazdy kończą swoją eliptyczną orbitę co 107 dni.

Gwiazda pierwotna ma klasyfikację gwiazdową A5 V, co oznacza, że ​​jest gwiazdą ciągu głównego typu A, która wytwarza energię poprzez termojądrową fuzję wodoru w swoim rdzeniu. Projekt NStars nadaje gwieździe typ widmowy kA4 hA5 mA5 Va w ramach poprawionego systemu klasyfikacji widmowej MK . Widmo wtórnego Dotychczas nie została ustalona, ale w oparciu o masę, może mieć gwiazdowy klasyfikacji F5 III-V lub G0 V. jest około cztery wielkości mniejsza niż pierwotna; stąd energia wyjściowa układu jest zdominowana przez gwiazdę podstawową. Za kilka milionów lat, gdy pierwotny ewoluuje w kierunku czerwonego olbrzyma , spodziewane są znaczne ilości transferu masy do składnika wtórnego.

Pierwotny został sklasyfikowany jako szybki rotator, z przewidywaną prędkością obrotową 73 km / s, co stanowi dolną granicę azymutalnej prędkości obrotowej wzdłuż równika. Może to być również gwiazda o łagodnym Am , która jest klasą gwiazd, które wykazują szczególne widmo z silnymi liniami absorpcji różnych pierwiastków i niedoborami innych. W β Arietis te linie absorpcyjne są poszerzone z powodu efektu Dopplera wynikającego z rotacji, co utrudnia analizę wzorców liczebności.

System ten został zbadany za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera na obecność nadmiernej emisji podczerwieni , która wskazywałaby na dysk pyłu. Jednak nie wykryto żadnego znaczącego nadmiaru.

Bibliografia

Linki zewnętrzne