Zeta Ophiuchi
Dados de observação Época J2000 Equinócio J2000 | |
---|---|
Constelação | Ophiuchus |
Ascensão reta | 16h 37m 09,53905s[1] |
Declinação | -10° 34′ 01,5295″[1] |
Magnitude aparente (V) | 2,56 - 2,58[2] |
Características | |
Tipo espectral | O9,5 V[3] |
Índice de cores U−B | −0,857[4] |
Índice de cores B−V | +0,032[4] |
Tipo da variável | |
Astrometria | |
Velocidade radial (Rv) | −15,0[5] km/s |
Movimento próprio ( | AR : +15,26[1] mas/ano Dec.: +24,79[1] mas/ano |
Paralaxe ( | 8.91 ± 0.20 mas[1] |
Distância | 366 ± 8 al (112 ± 3 pc) |
Magnitude absoluta (MV) | −4,2[6] |
Detalhes | |
Massa | 20,2[7] M☉ |
Raio | 8,5[6] R☉ |
Luminosidade | 74.100[7] L☉ |
Gravidade superficial (log g) | 3,58[6] cgs |
Temperatura | 34.300[6] (30.700 – 39.000)[6] K |
Velocidade rotacional (v sin i) | 400[3] km/s |
Idade | ±03 30[8] milhão(ões) de anos |
Outras designações | |
Referências de banco de dados | |
SIMBAD | data |
A Zeta Ophiuchi (
Em abril de 2010, a Zeta Ophiuchi foi ocultada pelo asteroide 824 Anastasia.[10][11][12]
Propriedades
[editar | editar código-fonte]A
![](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/a0/ZetaOphLightCurve.png/220px-ZetaOphLightCurve.png)
Esta é uma estrela jovem com apenas três milhões de anos.[8] Sua luminosidade varia de maneira periódica semelhante à de uma variável Beta Cephei. Essa periodicidade tem uma dúzia ou mais de frequências variando entre 1–10 ciclos por dia.[3] Em 1979, o exame do espectro desta estrela encontrou "saliências em movimento" em seus perfis de linha de hélio. Esta característica já foi encontrada em outras estrelas, que passaram a ser chamadas de estrelas
Esta estrela está aproximadamente na metade da fase inicial da sua evolução estelar e, nos próximos milhões de anos, se expandirá em uma estrela supergigante vermelha mais larga que a órbita de Júpiter antes de terminar sua vida em uma explosão de supernova, deixando para trás uma estrela de nêutrons ou pulsar. Da Terra, uma fração significativa da luz desta estrela é absorvida pela poeira interestelar, particularmente na extremidade azul do espectro. De fato, se não fosse por essa poeira, a
Emissões de raios-X, que variam periodicamente, foram detectadas da Zeta Ophiuchi. O fluxo líquido de raios-X é estimado em 1,2 × 1024 W. Na faixa de energia de 0,5–10 keV, esse fluxo varia em cerca de 20% durante um período de 0,77 dias. Esse comportamento pode ser resultado de um campo magnético na estrela. A força média medida do campo longitudinal é de cerca de 14,1 ± 4,5 mT.[3]
Arco de choque
[editar | editar código-fonte]![](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/06/Sig12-014.png/220px-Sig12-014.png)
A
Devido à alta velocidade espacial da Zeta Ophiuchi, em combinação com alto brilho intrínseco e sua localização atual em uma área rica em poeira da galáxia, a estrela está criando um arco de choque na direção do movimento. Este choque tornou-se visível através do Wide-field Infrared Survey Explorer|Explorador de pesquisa infravermelho de campo amplo da NASA.[20] A formação deste arco de choque pode ser explicada por uma taxa de perda de massa de cerca de 1,1 × 10−7 vezes a massa do Sol por ano, o que equivale à massa do Sol a cada nove milhões de anos.[3]
Nomes tradicionais
[editar | editar código-fonte]A
De acordo com o catálogo de estrelas no Memorando técnico 33-507 - Um catálogo estelar reduzido contendo 537 estrelas nomeadas, al-Nasaq al-Yamānī ou Nasak Yamani era o título de duas estrelas:
Em chinês,
Referências
[editar | editar código-fonte]- ↑ a b c d e f van Leeuwen, F. (novembro de 2007). «Validation of the new Hipparcos reduction». Astronomy and astrophysics (em inglês). 474 (2): 653 – 664. Bibcode:2007A&A...474..653V. arXiv:0708.1752
. doi:10.1051/0004-6361:20078357
- ↑ a b Samus, N. N.; et al. (2017). «General catalogue of variable stars». Astronomy reports. 5.1 (em inglês). 61 (1): 80 – 88. Bibcode:2017ARep...61...80S. doi:10.1134/S1063772917010085
- ↑ a b c d e f g h i j Hubrig, S.; Oskinova, L. M.; Schöller, M. (fevereiro de 2011). «First detection of a magnetic field in the fast rotating runaway Oe star
ζ Ophiuchi». Astronomische Nachrichten (em inglês). 332 (2): 147. Bibcode:2011AN....332..147H. arXiv:1101.5500. doi:10.1002/asna.201111516
- ↑ a b Cousins, A. W. J. (1984). «Standardization of broadband photometry of equatorial standards». South African astronomical observatory Circulars (em inglês). 8: 59. Bibcode:1984SAAOC...8...59C
- ↑ Wielen, R.; et al. (1999). «Sixth catalogue of fundamental stars (FK6). Part I. Basic fundamental stars with direct solutions». Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg. Veröff. Astron. Rechen-Inst. Heidelb (em inglês). 35 (35): 1. Bibcode:1999VeARI..35....1W
- ↑ a b c d e Howarth, I. D.; Smith, K. C. (2001). «Rotational mixing in early-type main-sequence stars». Monthly notices of the Royal Astronomical Society (em inglês). 327 (2). 353 páginas. Bibcode:2001MNRAS.327..353H. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04658.x
- ↑ a b Repolust, T.; Puls, J.; Herrero, A. (2004). «Stellar and wind parameters of Galactic O-stars. The influence of line-blocking/blanketing». Astronomy and astrophysics (em inglês). 415 (1): 349 – 376. Bibcode:2004A&A...415..349R. doi:10.1051/0004-6361:20034594
- ↑ a b c Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (janeiro de 2011). «A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun». Monthly notices of the Royal Astronomical Society (em inglês). 410 (1): 190 – 200. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. arXiv:1007.4883
. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x
- ↑ Hutter, D. J.; Tycner, C.; Zavala, R. T.; Benson, J. A.; Hummel, C. A.; Zirm, H. (2021). «Surveying the bright stars by optical interferometry. III. A magnitude-limited multiplicity survey of classical Be stars». The astrophysical journal supplement series (em inglês). 257 (2): 69. Bibcode:2021ApJS..257...69H. arXiv:2109.06839
. doi:10.3847/1538-4365/ac23cb
- ↑ «Asteroid to hide naked-eye star» (em inglês). Consultado em 20 de novembro de 2022. Cópia arquivada em 20 de julho de 2012
- ↑ «Asteroid to hide bright star» (em inglês). Consultado em 17 de julho de 2019. Arquivado do original em 5 de maio de 2010
- ↑ «(824) Anastasia / HIP 81377 event on 2010 Apr 06, 10:21 UT» (em inglês). Consultado em 17 de julho de 2019. Arquivado do original em 17 de julho de 2019
- ↑ a b c Villamariz, M. R.; Herrero, A. (outubro de 2005). «Chemical composition of Galactic OB stars. II. The fast rotator
ζ Ophiuchi». Astronomy and astrophysics. 442 (1): 263 – 270. Bibcode:2005A&A...442..263V. arXiv:astro-ph/0507400. doi:10.1051/0004-6361:20052848
- ↑ «The colour of stars». Commonwealth scientific and industrial research organisation. Australia telescope, outreach and education (em inglês). 21 de dezembro de 2004. Consultado em 21 de novembro de 2022. Cópia arquivada em 4 de setembro de 2019
- ↑ Howarth, Ian D.; Goss, K. J. F.; Stevens, I. R.; Chaplin, W. J.; Elsworth, Y. (maio de 2014). «Amplitude variability in satellite photometry of the non-radially pulsating O9.5 V star
ζ Oph». Monthly notices of the Royal Astronomical Society (em inglês). 440 (2): 1674 - 1679. Bibcode:2014MNRAS.440.1674H. doi:10.1093/mnras/stu398. Consultado em 22 de agosto de 2022 - ↑ Balona, L. A.; Dziembowski, W. A. (outubro de 1999). «Excitation and visibility of high-degree modes in stars». Monthly notices of the Royal Astronomical Society. 309 (1): 221 – 232. Bibcode:1999MNRAS.309..221B. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02821.x
- ↑ Kaler, James B. «ZETA OPH (Zeta Ophiuchi)». University of Illinois. Stars (em inglês). Consultado em 21 de novembro de 2022. Cópia arquivada em 13 de maio de 2022
- ↑ de Geus, E. J.; de Zeeuw, P. T.; Lub, J. (junho de 1989). «Physical parameters of stars in the Scorpio-Centaurus OB association». Astronomy and astrophysics (em inglês). 216 (1 – 2): 44 – 61. Bibcode:1989A&A...216...44D
- ↑ Renzo, M.; Götberg, Y. (2021). «Evolution of accretor stars in massive binaries: Broader implications from modeling
ζ Ophiuchi». The astrophysical journal (em inglês). 923 (2): 277. Bibcode:2021ApJ...923..277R. arXiv:2107.10933. doi:10.3847/1538-4357/ac29c5
- ↑ «Runaway star plows through space» (em inglês). Consultado em 20 de novembro de 2022. Cópia arquivada em 11 de maio de 2011
- ↑ Kunitzsch, P., Smart, T. (2006). A dictionary of modern star names: A short guide to 254 star names and their derivations (em inglês) Second revised ed. Cambridge, MA: Sky publishing. p. 31. ISBN 1-931559-44-9
- ↑ Allen, R. H. (1963). Star names: Their lore and meaning (em inglês) Reprint ed. New York, NY: Dover publications Inc. p. 243. ISBN 0-486-21079-0. Consultado em 12 de dezembro de 2010
- ↑ Jack W. Rhoads (15 de novembro de 1971). «Technical memorandum 33-507 - A reduced star catalog containing 537 named stars» (PDF) (em inglês). Jet propulsion laboratory (J.P.L.), California institute of technology
- ↑
陳 久 金 (2005).中國 星座 神話 (em chinês). [S.l.]:台灣 書房 出版 有限 公司 . ISBN 978-986-7332-25-7 - ↑ R.H.Allen. «Star names». p. 302
- ↑ «
香港 太 空 館 -研究 資源 -亮 星 中 英 對照 表 » (em chinês). Hong Kong space museum. Consultado em 23 de novembro de 2010. Arquivado do original em 29 de janeiro de 2011 - ↑ «English-Chinese glossary of Chinese star regions, asterisms and star name» (em chinês). Hong Kong space museum. Consultado em 23 de novembro de 2010. Arquivado do original em 10 de agosto de 2010
- ↑ Ian Ridpath. «Star tales - Capricornus the sea goat» (em inglês). Consultado em 21 de novembro de 2022. Cópia arquivada em 8 de setembro de 2022