Propus

Propus (η)
Gemini constellation map.svg
Observationsdata
Epok: J2000
StjärnbildTvillingarna
Rektascension06t 14m 52,657s[1]
Deklination22° 30′ 24,48″[1]
Skenbar magnitud ()3,15 till 3,90)[2]
Stjärntyp
SpektraltypM2 IIIa[3]
U–B0,55
B–V0,88
VariabeltypSRa + EA[2]
Astrometri
Radialhastighet ()6,7 km/s
Egenrörelse (µ)RA: -62,46 ± 1,06[4] mas/år
Dek.: -12,12 ± 0,70[4] mas/år
Parallax ()8,48 ± 1,23 mas[4]
Avståndca 380 lå (ca 120 pc)
Absolut magnitud ()-1,87[5]
Detaljer
Massa6,30[6] M☉
Radie153[7] R☉
Luminositet3 162[7] L☉
Temperatur3 548[7] K
Metallicitet0,04 [8]
Andra beteckningar
Tejat Prior, [9] Praepes, Pish Pai, [10]η Geminorum, 7 Geminorum, HD 42995,HR 2216, BD + 22° 1241, HIP 29655, SAO 78135, CCDM J06149 + 2230, ADS 4841

Propus, eller Eta Geminorum (förkortat Eta Gem, η Gem), som också heter Tejat Prior, [9] är en trippelstjärna i stjärnbilden Tvillingarna. Den är synlig för blotta ögat och befinner sig på ett avstånd av ca 380 ljusår från solen.

Nomenklatur

η Geminorum (latin: Zeta Geminorum) är stjärnans Bayer-beteckning.

Stjärnans traditionella namn Propus kommer från grekiskan och betyder främre fot, och Praepes och Pish Pai kommer från persiska Pīshpāy, پیشپای, vilket betyder framben. År 2016, organiserade internationella astronomiska unionen en arbetsgrupp för stjärnnamn (WGSN)[11] för att katalogisera och standardisera egennamn för stjärnor. WGSN:s första bulletin i juli 2016[12] ger en tabell över de två första grupperna av namn som godkänts av WGSN där Propus ingår för denna stjärna.

Propus, tillsammans med γ Gem (Alhena), μ Gem (Tejat Posterior), ν Gem och ξ Gem (Alzirr) var Al Han'ah, "märket" (på halsen av kamelen). De var också associerade med Al Nuḥātai den dubbla formen av Al Nuḥāt "kamelens puckel".[13]

Omgivningar

Propus ligger vid foten på Castorsidan av Tvillingarna, cirka två grader väster om μ Geminorum och två grader sydost om det ljusa öppna klustret M35. Mellan de två stjärnorna finns flera svaga nebulosaområden. η Gem finns strax väster om resterna av supernovan IC 443.

Propus finns nära ekliptikan och kan avskärmas av månen och, mycket sällan, av planeterna. Den senaste occultation av en planet ägde rum den 27 juli 1910, av Venus, och dessförinnan den 11 juli, 1837 av Merkurius.

Variabilitet

År 1865 rapporterade Julius Schmidt första gången att Propus var en variabel stjärna. De lätta variationerna beskrevs av Schmidt och andra observatörer som långa maxima av konstant ljusstyrka, minima av mycket varierande storlek och form, och en period runt 231 dagar.[14] Stjärnan klassificerades som både en semiregulär variabel och en förmörkelsevariabel. Perioden för minima har satts till cirka åtta år, motsvarande banan hos en osynlig följeslagare. Förmörkelserna har ifrågasatts många gånger, men speciella iakttagelser har fortfarande gjorts vid tidpunkten för förväntade förmörkelser.[15] [16]

Semiregelbundna variationer har klassificerats som typ Sra, som anger relativt förutsägbar periodicitet med vissa variationer i amplitud och ljuskurvform. Dessa typer av variabel anses vara mycket lik Miravariabler, men med mindre amplituder.)[2] Många långperiodiga variabler visar långa sekundära perioder, typiskt tio gånger längre än huvudperioden, men dessa förändringar har inte påvisats för Propus. Huvudperioden har bestämts till i genomsnitt 234 dagar. [17]

Egenskaper

Propus är den ljusa stjärnan som ligger strax utanför supernovaresterna av IC 443 (WISE infraröd bild).

Propus är en trippelstjärna, med en ljus klass M-stjärna med en nära följeslagare, endast känd genom radialhastighetsvariationer, och en mer avlägsen följeslagare visuellt utskild.

År 1881 konstaterade den amerikanske astronomen Sherburne Wesley Burnham att Propus hade en nära följeslagare. På den tiden uppmättes separationen till 1,08".[18] Den har nu ökat till 1,65" och dess omloppstid har beräknats till 474 år i en ganska excentrisk bana.[14] Lite är känt om följeslagaren, även om de är av 6:e magnituden. Den ges spektraltyp G0 och antas vara en jättestjärna på grund av sin ljusstyrka. [19]

År 1902 rapporterade William Wallace Campbell att Propus visade radialhastighetsvariationer. Hans antagande var att stjärnan var en spektroskopisk dubbelstjärna, även om ingen tid eller andra omloppsparametrar bestämdes.[20] En bana beräknad 1944 är i stort sett oförändrad i dag, med en period av 2 983 dagar och en excentricitet på 0,53. Observationer har gjorts efter tecken på förmörkelser motsvarande den härledda omloppsbanan, men några bevis anses inte vara uppnådda. [21]

Den viktigaste ljuskomponenten i Propus är en asymptotisk stjärna i jättegrenen, en högt utvecklad sval stjärna, som ursprungligen var 2-8 M ☉ i huvudserien.[22]

Källor

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.

Referenser

  1. ^ [a b] Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, V. V.; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. (2000). "The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars". Astronomy and Astrophysics. 355: L27. Bibcode:2000A&A...355L..27H. doi:10.1888/0333750888/2862.
  2. ^ [a b c] Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  3. ^ Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). "The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars". Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373.
  4. ^ [a b c] Van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  5. ^ Ryon, Jenna; et al. (August 2009), "Comparing the Ca ii H and K Emission Lines in Red Giant Stars", Publications of the Astronomical Society of Pacific, 121 (882): 842, Bibcode:2009PASP..121..842R, doi:10.1086/605456.
  6. ^ Tokovinin, A. A. (1997). "MSC - a catalogue of physical multiple stars". Astronomy and Astrophysics Supplement series. 124: 75. Bibcode:1997A&AS..124...75T. doi:10.1051/aas:1997181.
  7. ^ [a b c] Jorissen, A.; Frankowski, A.; Famaey, B.; Van Eck, S. (2009). "Spectroscopic binaries among Hipparcos M giants. III. The eccentricity - period diagram and mass-transfer signatures". Astronomy and Astrophysics. 498 (2): 489. arXiv:0901.0938Freely accessible. Bibcode:2009A&A...498..489J. doi:10.1051/0004-6361/200810703.
  8. ^ Huang, Y.; Liu, X.-W.; Yuan, H.-B.; Xiang, M.-S.; Chen, B.-Q.; Zhang, H.-W. (2015). "Empirical metallicity-dependent calibrations of effective temperature against colours for dwarfs and giants based on interferometric data". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 454 (3): 2863. arXiv:1508.06080Freely accessible. Bibcode:2015MNRAS.454.2863H. doi:10.1093/mnras/stv1991.
  9. ^ [a b] "IAU Catalog of Star Names". Hämtad 28 juli 2016.
  10. ^ sid. 235, Star-names and Their Meanings, Richard Hinckley Allen, G. E. Stechert, 1899.
  11. ^ "IAU Working Group on Star Names (WGSN)". Hämtad 22 maj 2016.
  12. ^ "Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1" (PDF). Hämtad 28 juli 2016.
  13. ^ Allen, R. H. (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (Reprint ed.). New York, NY: Dover Publications Inc. p. 234. ISBN 0-486-21079-0. Hämtad 2010-12-12.
  14. ^ [a b] Hassforther, B. (2007). "Eta Geminorum - wirklich ein Bedeckungsveraenderlicher?". BAV Rundbrief. 56: 205. Bibcode:2007BAVSR..56..205H.
  15. ^ "The 2004 eclipse of Eta Geminorum" (PDF). Hämtad 12 augusti, 2016.
  16. ^ "The 2004 eclipse of Eta Geminorum" (PDF). Hämtad 12 augusti, 2016.
  17. ^ Percy, J. R.; Nasui, C. O.; Henry, G. W. (2008). "Long-Term Photometric Variability of 13 Bright Pulsating Red Giants". The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 36: 139. Bibcode:2008JAVSO..36..139P.
  18. ^ Clerke, A. M. (1902). "The system of eta Geminorum". The Observatory. 25: 389. Bibcode:1902Obs....25..389C.
  19. ^ Hunsch, Matthias; Schmitt, Jurgen H. M. M.; Schroder, Klaus-Peter; Zickgraf, Franz-Josef (1998). "On the X-ray emission from M-type giants". Astronomy and Astrophysics. 330: 225. Bibcode:1998A&A...330..225H.
  20. ^ Campbell, W. W. (1902). "Six stars whose velocities in the line of sight are variable". Astrophysical Journal. 16: 114. Bibcode:1902ApJ....16..114C. doi:10.1086/140954.
  21. ^ McLaughlin, Dean B.; Van Dijke, Suzanne E. A. (1944). "The Spectrographic Orbit and Light-Variations of η Geminorum". Astrophysical Journal. 100: 63. Bibcode:1944ApJ...100...63M. doi:10.1086/144637.
  22. ^ Eggen, Olin J. (1992). "Asymptotic giant branch stars near the sun". Astronomical Journal. 104: 275. Bibcode:1992AJ....104..275E. doi:10.1086/116239.
Stjärnor i Tvillingarna
BayerGolden star.svg
Flamsteed
1 Geminorum  · 2 Geminorum  · 3 Geminorum  · 4 Geminorum  · 5 Geminorum  · 6 Geminorum  · 8 Geminorum  · 9 Geminorum  · 10 Geminorum  · 11 Geminorum  · 12 Geminorum  · 14 Geminorum  · 15 Geminorum  · 16 Geminorum  · 19 Geminorum  · 20 Geminorum  · 22 Geminorum  · 23 Geminorum  · 25 Geminorum  · 26 Geminorum  · 28 Geminorum  · 30 Geminorum  · 32 Geminorum  · 33 Geminorum  · 35 Geminorum  · 36 Geminorum  · 37 Geminorum  · 38 Geminorum  · 39 Geminorum  · 40 Geminorum  · 41 Geminorum  · 44 Geminorum  · 45 Geminorum  · 47 Geminorum  · 48 Geminorum  · 49 Geminorum  · 51 Geminorum  · 52 Geminorum  · 53 Geminorum  · 56 Geminorum  · 57 Geminorum  · 58 Geminorum  · 59 Geminorum  · 61 Geminorum  · 63 Geminorum  · 64 Geminorum  · 65 Geminorum  · 67 Geminorum  · 68 Geminorum  · 70 Geminorum  · 74 Geminorum  · 76 Geminorum  · 79 Geminorum  · 81 Geminorum  · 82 Geminorum  · 84 Geminorum  · 85 Geminorum  · 141 Tauri
Variabler
HD
HD 44780  · HD 45314  · HD 50554  · HD 59686
Övriga
Geminga  · Gliese 232 · Gliese 251  · HAT-P-24  · HAT-P-33

Media som används på denna webbplats

Golden star.svg
(c) I, Ssolbergj, CC BY 3.0
Gold-shaded star.
IC 443.jpg
This oddly colourful nebula is the supernova remnant IC 443. IC 443 is the remains of a star that went supernova somewhere between 5,000 and 10,000 years ago. The blast from the supernova sent out shock waves that travelled through space, sweeping up and heating the surrounding gas and dust in the interstellar medium, and creating the supernova remnant seen in this image. What is unusual about the IC 443 is that its shell-like form has two halves that have different radii, structures and emissions. The larger north-eastern shell, seen here as the violet-coloured semi-circle on the top left of the supernova remnant, is composed of sheet-like filaments that are emitting light from iron, neon, silicon and oxygen gas atoms and dust particles heated by the blast from the supernova. The smaller southern shell, seen here in a bright cyan colour on the bottom half of the image, is constructed of denser clumps and knots primarily emitting light from hydrogen gas and heated dust. These clumps are part of a molecular cloud which can be seen in this image as the greenish cloud cutting across IC 443 from the north-west to south-east. The colour differences seen in this image represent different wavelengths of infrared emission. The differences in colour are also the result of differences in the energies of the shock waves hitting the interstellar medium. The north-eastern shell was probably created by a fast shock wave (100 kilometres per second), whereas the southern shell was probably created by a slow shock wave (30 kilometres per second).
Gemini constellation map.svg
Författare/Upphovsman: , Licens: CC BY-SA 3.0
Gemini constellation map