Electra (Stern) – Wikipedia

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Blau-weißer Riesenstern im Sternbild Stier

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Electra ,[10] vorgesehen 17 Tauriist ein blau-weißer Riesenstern im Sternbild Stier. Es ist der dritthellste Stern im offenen Sternhaufen der Plejaden (M45); Die sichtbarsten Sterne in dieser Gruppe sind nach den sieben Schwestern der griechischen Mythologie benannt.

Eigenschaften[edit]

Der Stern hat eine scheinbare Helligkeit von 3,72, der dritthellste der Sterne in der Gruppe. Electra gehört zur Spektralklasse B6 IIIe und ist ungefähr 400 Lichtjahre von der Sonne entfernt.[1] Es wird angenommen, dass der Plejaden-Cluster 444 Lichtjahre entfernt ist.

Die projizierte Rotationsgeschwindigkeit dieses Sterns beträgt 181 km / s, was ihn zu einem schnellen Rotator macht. Dies ist die Geschwindigkeitskomponente der äquatorialen Rotation des Sterns entlang der Sichtlinie zur Erde. Die geschätzte Neigung des Sternpols beträgt 46,8 ° ± 1,6und gibt ihm eine wahre äquatoriale Rotationsgeschwindigkeit von 320 ± 18 km / s. Die schnelle Rotationsrate dieses Sterns glättet die Pole und streckt den Äquator. Dies macht die Oberflächengravitation des Sterns ungleichmäßig und verursacht Temperaturschwankungen. Dieser Effekt wird als Schwerkraftverdunkelung bezeichnet, da er zu einer Variation der Strahlung je nach Breitengrad führt. Die schnelle Rotation verlängert die Lebensdauer des Sterns, indem die Kerndichte erhöht und die Strahlungsleistung verringert wird.[8]

Dies wird als Be-Stern klassifiziert, der ein Stern vom B-Typ mit markanten Wasserstoffemissionslinien in seinem Spektrum ist.[3] Die Be-Sterne haben eine Rotationsrate, die das 1,5- bis 2-fache der Rotation normaler B-Sterne beträgt. Diese hohe Rotationsrate kann einen Massenverlust auch bei geringfügigen Vorsprüngen ermöglichen.[11] Änderungen in den Radialgeschwindigkeitsmessungen deuten darauf hin, dass dieser Stern möglicherweise einen Begleiter hat, was Electra zu einer spektroskopischen Binärdatei machen würde.[12][13]

Infrarotbeobachtungen dieses Sterns zeigten einen Strahlungsüberschuss von etwa 0,5 Größenordnungen. Diese Emission stammt wahrscheinlich von einer Gasscheibe, die durch strahlungsbedingten Massenverlust und schnelle Rotation des Sterns erzeugt wird. Diese Scheiben entstehen etwa alle zehn Jahre durch Auswerfen von Material, das sich dann in der Äquatorebene um den Stern niederlässt. Der helle Nebel, der diesen Stern umgibt, macht die Beobachtung jedoch unsicher.[14]

Nomenklatur[edit]

17 Tauri ist die Flamsteed-Bezeichnung des Sterns.

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Es trug den traditionellen Namen Electra.[15]Electra war eine der Plejadenschwestern in der griechischen Mythologie. 2016 organisierte die Internationale Astronomische Union eine Arbeitsgruppe für Sternennamen (WGSN).[16] Eigennamen für Sterne zu katalogisieren und zu standardisieren. Die WGSN genehmigte den Namen Electra für diesen Stern am 21. August 2016 und es ist nun so in den IAU-Katalog der Sternennamen eingetragen.[17]

Militärische Namensvetter[edit]

USS Electra (1843) und USS Electra (AK-21 / AKA-4), beide von der United States Navy.

Verweise[edit]

  1. ^ ein b c d e f Van Leeuwen, F. (2007). “Validierung der neuen Hipparcos-Reduktion”. Astronomie und Astrophysik. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A & A … 474..653V. doi:10.1051 / 0004-6361: 20078357. S2CID 18759600.
  2. ^ Ducati, J. R. (2002). “VizieR Online-Datenkatalog: Katalog der stellaren Photometrie in Johnsons 11-Farben-System”. CDS / ADC-Sammlung elektronischer Kataloge. 2237. Bibcode:2002yCat.2237 …. 0D.
  3. ^ ein b Grady, CA; Bjorkman, KS; Schnee, TP; Sonneborn, George; Shore, Steven N.; Barker, Paul K. (April 1989). “Hochionisierte Sternwinde in Be-Sternen. II – Winde in B6-B9.5e-Sternen”. Astrophysical Journal, Teil 1. 339: 403–419. Bibcode:1989ApJ … 339..403G. doi:10.1086 / 167306.
  4. ^ ein b Johnson, HL; Iriarte, B.; Mitchell, RI; Wisniewskj, WZ (1966). “UBVRIJKL Photometrie der hellen Sterne”. Mitteilungen des Mond- und Planetenlabors. 4: 99–110. Bibcode:1966CoLPL … 4 … 99J.
  5. ^ Pearce, JA; Hill, G. (1975). “Eine spektroskopische Untersuchung der Plejaden”. Veröffentlichungen des Astion Astrophysical Observatory. 14 (14): 319–343. Bibcode:1975PDAO … 14..319P.
  6. ^ Zhang, P; Liu, C. Q; Chen, P. S. (2006). “Absolute Größen von Be Stars basierend auf Hipparcos Parallaxen”. Astrophysik und Weltraumforschung. 306 (3): 113. Bibcode:2006Ap & SS.306..113Z. doi:10.1007 / s10509-006-9173-1. S2CID 122897957.
  7. ^ ein b Harmanec, P (2000). “Physikalische Eigenschaften und Entwicklungsstadium von Be Stars”. Das Phänomen in frühen Sternen. 214: 13. Bibcode:2000ASPC..214 … 13H.
  8. ^ ein b c d Frémat, Y.; Zorec, J.; Hubert, A.-M.; Floquet, M. (September 2005). “Auswirkungen der Gravitationsverdunkelung auf die Bestimmung grundlegender Parameter in schnell rotierenden Sternen vom B-Typ”. Astronomie und Astrophysik. 440 (1): 305–320. arXiv:astro-ph / 0503381. Bibcode:2005A & A … 440..305F. doi:10.1051 / 0004-6361: 20042229. S2CID 19016751.
  9. ^ Basri G.; Marcy GW; Graham JR (1996). “Lithium in Brown Dwarf Candidates: Die Masse und das Alter der schwächsten Plejadensterne”. Astrophysikalisches Journal. 458: 600–609. Bibcode:1996ApJ … 458..600B. doi:10.1086 / 176842.
  10. ^ “Electra”. Oxford Englisch Wörterbuch (Online-Ausgabe). Oxford University Press. (Abonnement oder teilnehmende Institution Mitgliedschaft erforderlich.)
  11. ^ Zorec, J.; Frémat, Y.; Cidale, L. (Oktober 2005). “Über den Evolutionsstatus von Be-Sternen. I. Feld-Be-Sterne in der Nähe der Sonne”. Astronomie und Astrophysik. 441 (1): 235–248. arXiv:astro-ph / 0509119. Bibcode:2005A & A … 441..235Z. doi:10.1051 / 0004-6361: 20053051. S2CID 17592657.
  12. ^ Abt, Helmut A.; Barnes, Ronnie C.; Biggs, Eleanor S.; Osmer, Patrick S. (November 1965). “Die Häufigkeit spektroskopischer Binärdateien in den Plejaden”. Astrophysikalisches Journal. 142: 1604–1615. Bibcode:1965ApJ … 142.1604A. doi:10.1086 / 148440.
  13. ^ Pearce, JA; Hill, Graham (1971). “Vier vermutete spektroskopische Binärdateien in den Plejaden”. Veröffentlichungen der Astronomischen Gesellschaft des Pazifiks. 83 (494): 493–495. Bibcode:1971PASP … 83..493P. doi:10.1086 / 129161.
  14. ^ Gorlova, Nadya; Rieke, George H.; Muzerolle, James; Stauffer, John R.; Siegler, Nick; Young, Erick T.; Stansberry, John H. (Oktober 2006). “Spitzer 24 μm Vermessung von Trümmerscheiben in den Plejaden”. Das astrophysikalische Journal. 649 (2): 1028–1042. arXiv:astro-ph / 0606039. Bibcode:2006ApJ … 649.1028G. doi:10.1086 / 506373. S2CID 17227369.
  15. ^ Allen, Richard Hinckley (1899). Sternnamen und ihre Bedeutung. GE Stechert. p. 406. Abgerufen 2009-10-10.
  16. ^ IAU-Arbeitsgruppe für Sternennamen (WGSN), Internationale Astronomische Unionabgerufen 22. Mai 2016.
  17. ^ “IAU-Katalog der Sternennamen”. Abgerufen 28. Juli 2016.

Externe Links[edit]


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