Zeta Puppis

De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Jump to navigation Jump to search
Zeta Puppis
Reprezentare artistică a stelei Zeta Puppis
Reprezentare artistică a stelei Zeta Puppis
Denumire Bayer
Denumire Flamsteed
Date de observație
Constelație Pupa
Magnitudine aparentă 2,25[1]
Magnitudine aparentă vizuală
Magnitudine absolută (Mv)
Clasificare spectrală O4If(n)p[2]
Tipul de variabilă Alpha Cygni variable[*]  Modificați la Wikidata
Declinație −40° 00′ 11,6″[3]
Ascensie dreaptă 08h 03m 35,1s[3]
Diametru angular
Adjectiv
Astrometrie
Mișcare proprie (μ) AD: −27,91[3] msa/an
Dec.: 16,68[3] msa/an
Viteză radială (Rv)
Mișcare proprie (μ)
Paralaxă (π)
Eroare paralaxă
Distanța față de Terra 1.090 ± 40 al
( pc)
Distanța față de centrul Căii Lactee
Periodă galactică
Orbită
Companion/pereche
Perioadă orbitală
Axă semimajoră
Excentricitate
Înclinare
Detalii
Masă 22,5[4]-56,6[5] M
Rază 14-26[4] R
Luminozitate 550.000[4]-800.000[5] L
Metalicitate
Gravitație la suprafață 3,5[6]-3,9[7]
Rotație stelară >220 km/s[8][9]
Vârstă 1,8x106-3,2x106 de ani[4][5][10]
Temperatură 40.000[5]-44.000[7]
Diametru D
Viteză rotațională km/s
Masă M
Rază R
Luminozitate L
Metalicitate
Gravitație la suprafață
Rotație stelară
Vârstă
Temperatură
Diametru D
Alte denumiri
Naos, Suhail Hadar, ζ Puppis, ζ Pup, Zeta Pup, CPD−39  2011, CPD−39  2111, FK5 306, GC 10947, HD 66811, HIP 39429, HR 3165, PPM 312524, SAO 198752.
Unitățile SI și condiții de temperatură și presiune normale dacă nu s-a specificat altfel.
Zeta Puppis, pe harta constelației Pupa

Zeta Puppis (Zeta Pup, Zêta Puppis, ζ Pup / ζ Puppis) este o stea fugară din constelația Pupa. Ea poartă și numele tradiționale Naos (din greacă ναύς, „navă”) și Suhail Hadar, din limba arabă.

Caracteristici fizice[modificare | modificare sursă]

Tipul spectral al stelei Zeta Puppis este O5Ia, ceea ce o face să facă parte dintre stelele excepțional de calde, fiind și una din stelele de tip O vizibile cu ochiul liber. Temperatura suprafeței sale este apreciată cu valori cuprinse între 40.000[5] până la 44.000K.[7]
Privitor la masa sa, autorii oferă diferite valori, mergând de la 22,5 mase solare[11] la 40 de mase solare[9] și chiar de 59 de mase solare.[5]

Este cea mai strălucitoare stea din Pupa, cu o magnitudine aparentă de 2,21 și una dintre cele mai strălucitoare din Calea Lactee. Se află la distanța de circa 1.090 de ani-lumină de Sistemul Solar și are o magnitudine absolută de -5,5. Magnitudinea sa vizuală este redusă cu circa 1 unitate de magnitudine de praful interstelar.

Este o supergigantă albastră extremă, una dintre cele mai strălucitoare stele din Calea Lactee, ca magnitudine absolută. Vizual, ea este de 21.000 de ori mai luminoasă decât Soarele; totuși, fiind o stea albastră extremă, cea mai mare parte a radiației sale se situează în ultraviolet, iar când acest lucru este luat în cont, steaua este între circa 550.000[11] și circa 790.000 de ori mai strălucitoare decât Soarele (Lamers & Cassinelli 1999). Stelele albastre nu sunt niciodată foarte mari, iar Naos nu face excepție, raza sa fiind „doar” de 14[11] până la 26[4] de ori mai mare decât cea a Soarelui nostru. Le revine supergigantelor roșii, ca Alpha Orionis, să stabilească recordurile de talie.

Prin comparație, la distanța la care se află Sirius, Naos ar produce umbre marcate pe Terra cu o magnitudine aparentă de -9, apropiată de cea a unui pătrar de Lună. Dar dacă ar fi plasată în centrul Sistemului nostru Solar, temperatura (de echilibru), la distanța la care se află Pământul, ar fi comparabilă cu aceea de la suprafața Soarelui. În această situație, planetele ca și cometele s-ar evapora. N-ar putea exista planete în jurul acestei stele la distanțele comparabile celor care se rotesc în jurul Soarelui.

Zeta Puppis a fost raportată că este variabilă și suspectată că este variabilă de tip Alpha Cygni. Steaua prezintă variații în profilul liniei spectrale Hα și în luminozitatea radiației X, la intervale de timp mai mici de o zi.[12][13]

Temperatura efectivă a stelei și gravitația la suprafață mică, de 3,5[6]-3,9[7], nivelurile heliului și azotului sporite, indică faptul că Naos a ieșit din așa-numita „epocă zero a secvenței principale” (ZAMS),[11] clasându-se ca supergigantă.[5]

Origine[modificare | modificare sursă]

Contrar multor alte stele situate la distanțe atât de mari, oamenii de știință dispun de date foarte precise referitoare la Zeta Puppis întrucât i se cunoaște viteza și se poate ajunge la regiunea în care s-a format, și deci să se deducă de aici o distanță mult mai precisă decât pentru Deneb, de exemplu. Naos s-a născut în regiunea de formare a stelelor din Velele și de la nașterea ei s-a deplasat cu peste 400 de ani-lumină în raport cu această regiune, ceea ce o face un bun exemplu de stea fugară. Un studiu recent a stabilit că Zeta Puppis este originară din roiul Trumpler 10 aflat la circa 300 de parseci, însă acesta este o grupare de stele mult mai bătrână, iar modelele fizice conduc la o distanță de 450 pc.[4] Un front de ionizare, un „arc de șoc”, a fost detectat în fața stelei Naos. Howarth et al., în 1995, au determinat o viteză de rotație anormal de ridicată. Se rotește în jurul axei sale cu mare viteză de 220 km/s, care este de 100 de ori mai mare decât cea a Soarelui.[9] O asemenea viteză de rotație, cât și o îmbogățire aparentă a suprafeței sale în heliu și în azot par să fie puncte comune ale stelelor fugare de tip O.

Deși anterior se considera că Zeta Puppis se situează la 1.400 de ani-lumină, studii recente au evaluat această distanță la 900 de ani-lumină.[11]

Zeta Puppis prezintă o viteză mare de deplasare în spațiu și o foarte mare viteză de rotație și s-a speculat că este o stea fugară rezultată dintr-o supernova dintr-un sistem binar, eventual precursoare a Nebuloasei Gum,[14]însă dovezi justificative sunt rare.[15]

Devenire[modificare | modificare sursă]

În mai multe sute de mii de ani, Naos va crește în dimensiuni, iar suprafața sa se va răci în mod progresiv trecând prin tipurile spectrale B, A, F, G, K și M, pentru a deveni o supergigantă roșie. Când acasta se va produce, radiația stelei va fi mai ales în spectrul vizibil, iar Naos va apărea de pe Terra ca una din stelele cele mai strălucitoare de pe cer. Apoi, în 2 milioane de ani, Naos va deveni o gigantă roșie de tip M5 având de 10 ori talia actuală și va exploda în final într-o hipernovă atât de puternică și de strălucitoare încât, chiar de la 1.400 de ani-lumină, ea va apărea mai strălucitoare decât Luna plină și ar putea emite chiar o explozie de raze gamma.

O gaură neagră se va forma probabil în cursul evenimentului, iar materia cea mai internă rezultată din explozie va forma un disc de acreție, aspirat de gaura neagră sub forma unui vortex cald, apoi va fi expulzat în spațiu timp de milioane de ani, prin jeturi de plasmă ieșite de la poli. Restul din hipernovă va forma o nebuloasă spectaculoasă unde noi stele vor putea, poate, să se formeze.

Observare[modificare | modificare sursă]

Este o stea situată în emisfera cerească australă. Poziția sa moderat sudică face ca această stea să fie observabilă cu ușurință îndeosebi din emisfera sudică, unde se arată sus, pe cer, în zona temperată; din emisfera boreală observarea stelei este mult mai dificilă, îndeosebi la nord de zona tropicală. Magnitudinea sa de 2,2 o face ușor de găsit chiar și în zonele urbane de dimensiuni moderate.

Perioada cea mai bună pentru observarea stelei pe cerul nocturn este în lunile cuprinse între decembrie și mai; în emisfera sudică e vizibilă încă de la începutul iernii, mulțumită declinației australe a stelei, în timp ce în emisfera nordică poate fi observată doar în lunile toamnei târzii și la începutul iernii.[16]

Heliu[modificare | modificare sursă]

În 1896 Edward C. Pickering a observat linii spectrale misterioase în ζ Puppis, care urmează formulei lui Rydberg, dacă numerele semiîntregi sunt utilizate în locul celor întregi. Mai târziu a fost descoperit că erau datorate heliului ionizat.[17]

Note[modificare | modificare sursă]

  1. ^ Ducati, J. R. (). „VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system”. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D. 
  2. ^ doi:10.1088/0067-0049/193/2/24
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  3. ^ a b c d Van Leeuwen, F. (). „Validation of the new Hipparcos reduction”. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  4. ^ a b c d e f doi:10.1051/0004-6361:200809936
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  5. ^ a b c d e f g Bouret, J. -C.; Hillier, D. J.; Lanz, T.; Fullerton, A. W. (). „Properties of Galactic early-type O-supergiants: A combined FUV-UV and optical analysis”. arXiv:1205.3075v1Accesibil gratuit [astro-ph.SR]. 
  6. ^ a b doi:10.1093/mnras/189.3.601
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  7. ^ a b c d doi:10.1051/0004-6361/201322661
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  8. ^ Dany Vanbeveren (). „Zeta Pup: The merger of at least two massive stars”. arXiv:1109.6497v1Accesibil gratuit [astro-ph.GA]. 
  9. ^ a b c Naos (Stars, Jim Kaler)
  10. ^ Tetzlaff, N; et al. (ianuarie 2011). „A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun”. 410. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x.  Parametru necunoscut |pagine= ignorat (posibil, |pages=?) (ajutor); Parametru necunoscut |numero= ignorat (ajutor); Parametru necunoscut |rivista= ignorat (ajutor)
  11. ^ a b c d e Schilbach, E.; Röser, S. (). „On the origin of field O-type stars”. 489. pp. 105-114.  Parametru necunoscut |revista= ignorat (ajutor); Parametru necunoscut |numero= ignorat (ajutor)
  12. ^ Berghoefer, T. W.; Baade, D.; Schmitt, J. H. M. M.; Kudritzki, R.-P.; Puls, J.; Hillier, D. J.; Pauldrach, A. W. A. (). „Correlated variability in the X-ray and Hα emission from the O4If supergiant ζ Puppis”. Astronomy and Astrophysics. 306: 899. Bibcode:1996A&A...306..899B. 
  13. ^ Oskinova, L. M.; Todt, H.; Huenemoerder, D. P.; Hubrig, S.; Ignace, R.; Hamann, W.-R.; Balona, L. (). „On X-ray pulsations in β Cephei-type variables”. Astronomy & Astrophysics. 577: A32. Bibcode:2015A&A...577A..32O. doi:10.1051/0004-6361/201525908. 
  14. ^ Woermann, B.; Gaylard, M. J.; Otrupcek, R. (). „Kinematics of the Gum nebula region”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 325 (3): 1213. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04558.x. 
  15. ^ Choudhury, R.; Bhatt, H. C. (). „Kinematics of the young stellar objects associated with the cometary globules in the Gum Nebula”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 393 (3): 959. arXiv:0811.4389Accesibil gratuit. Bibcode:2009MNRAS.393..959C. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14189.x. 
  16. ^ Fapt confirmat de software Stellarium
  17. ^ Bohr, N. (). „The Spectra of Helium and Hydrogen”. Nature. 92 (2295): 231. doi:10.1038/092231d0. 

Bibliografie[modificare | modificare sursă]

  • Daniel Schaerer et al., 1997, "Fundamental stellar parameters of zeta Pup and gamma^2 Vel from HIPPARCOS data", ApJ Letters.
  • Martin Rees, Universul, ghid vizual complet, coordonator [...], Traducere din limba engleză de Ana-Maria Negrilă-Chisega, Liana Stan, Enciclopedia RAO 2008, București, 512 de pagini. ISBN 978-973-717-319-5
  • Marcel Jinca, Aurelia Idita, Stele și constelații, Ghid pentru observarea stelelor și a corpurilor de cer profund, Bumbești-Jiu 2014, p.87. ISBN 978-973-0-16848-8

Legături externe[modificare | modificare sursă]

Vezi și[modificare | modificare sursă]