Αλτζενίμπ

μεταβλητός αστέρας στον αστερισμό Πήγασο

Αλτζενίμπ (Algenib) είναι το ιδιαίτερο όνομα του αστέρα γ (γάμμα) Πηγάσου (Gamma Pegasi, συντομογραφικά γ Peg).[1][2] Είναι ο τέταρτος σε φωτεινότητα (όπως φαίνεται από τη Γη) αστέρας στον αστερισμό Πήγασο και αποτελεί τη νοτιοανατολική κορυφή του μεγάλου «Τετράπλευρου του Πηγάσου», όντας εύκολα ορατός με γυμνό μάτι. Η απόσταση του αστέρα από τη Γη μετρημένη με ηλιοκεντρική παράλλαξη είναι περίπου 390 έτη φωτός με περιθώριο σφάλματος[3] 5%.

γ Πηγάσου
Αστερισμός: Πήγασος
Συντεταγμένες
(εποχή 2000.0):
α = 0h:13m:14,15s,
δ = +15°.11′.01″
Φαινόμενο μέγεθος: +2,84
Φασματικός τύπος: B2 IV
Απόσταση από τη Γη: 390 ± 20 έτη φωτός
Ονομασίες σε καταλόγους 88 Πηγάσου, HD 886,
HR 39, HIP 1067,
SAO 91781

ΟνομασίεςΕπεξεργασία

Με το παραδοσιακό όνομα «Αλτζενίμπ», που σημαίνει στην αραβική γλώσσα «πλευρό», αποκαλείτο (σπανιότερα) και ο αστέρας α (άλφα) Περσέως. Το 2016 η Διεθνής Αστρονομική Ένωση συνέστησε μια ομάδα εργασίας επί των ονομάτων αστέρων (WGSN)[4] ώστε να εγκρίνει επίσημα αστρικά ονόματα για φωτεινούς αστέρες. Το πρώτο ήδη δελτίο της WGSN[5] τον Ιούλιο του 2016 περιείχε την ονομασία Algenib για τον γ Πηγάσου, ενώ στον α Περσέως αποδόθηκε η συνηθέστερη για αυτόν ιδιαίτερη ονομασία Μιρφάκ.

Το ζεύγος των αστέρων γ Πηγάσου και α Ανδρομέδας αποκαλείται στην ινδική αστρονομία Ουτάρα Μπαντραπάντα (Uttara Bhādrapadā, उत्तरभाद्रपदा) ή Uttṛṭṭāti και είναι ο 26ος σεληνιακός οίκος (nakṣatra). Στην κινεζική αστρονομία, ο όρος 壁宿 (Bìxiù, δηλαδή «Τείχος») αναφέρεται σε μια ομάδα αστέρων που αποτελείται και πάλι από τους γ Πηγάσου και α Ανδρομέδας.[6] Συνακόλουθα, η κινεζική ονομασία του γ Πηγάσου είναι 壁宿一 (Bìxiù yī), δηλαδή «ο Πρώτος (αστέρας) του Τείχους.[7]

Αστροφυσικά δεδομέναΕπεξεργασία

Το 1911 ο Αμερικανός αστρονόμος Κέιβιν Μπερνς (Keivin Burns) ανεκάλυψε ότι η ακτινική ταχύτητα του γ Πηγάσου παρουσίαζε πολύ μικρές διακυμάνσεις, κάτι που επιβεβαιώθηκε το 1953 από τον Ντ. Χάρολντ Μακναμάρα (D. Harold McNamara), ο οποίος επιπλέον ταυτοποίησε τον αστέρα ως μεταβλητό τύπου «β Κηφέως»[8][9], που παρουσιάζει ακτινικές ταλαντώσεις με περίοδο 3 ώρες και 38,5 λεπτά. Ταυτοχρόνως, εμφανίζει συμπεριφορά αργά παλλόμενου αστέρα B (SPB), με τρεις πρόσθετες συχνότητες παλμών.[8] Το φαινόμενο μέγεθός του κυμαίνεται από +2,78 έως +2,89.

Ο Αλτζενίμπ είναι υπογίγαντας αστέρας με σχεδόν εννεαπλάσια μάζα[10] από την ηλιακή και διάμετρο 4,5 έως 5,2 φορές μεγαλύτερη από τη διάμετρο του Ήλιου[11]. Ο φασματικός τύπος του (B) αντιστοιχεί σε γαλανόλευκο αστέρα[10] Ο αστέρας έχει απόλυτη λαμπρότητα (φωτιστική ισχύ) 5840 φορές μεγαλύτερη της ηλιακής[12], κάτι που αντιστοιχεί[13] σε απόλυτο μέγεθος −2,64. Η επιφανειακή θερμοκρασία του είναι[11] 21.180 ± 237 K και έχει δείκτη χρώματος[3] (B−V) = −0,23. Δεν έχει ανιχνευθεί περιστροφή του γύρω από τον άξονά του, κάτι που σημαίνει πως είτε περιστρέφεται αφύσικα αργά, είτε ότι παρατηρείται από την οπτική γωνία της Γης έτσι ώστε να βλέπουμε την πολική περιοχή του.[14]

Δείτε επίσηςΕπεξεργασία


ΠαραπομπέςΕπεξεργασία

  1. Kunitzsch, Paul; Smart, Tim (2006). A Dictionary of Modern star Names: A Short Guide to 254 Star Names and Their Derivations (2η αναθ. έκδοση). Cambridge, Massachusetts: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7. 
  2. «IAU Catalog of Star Names». Ανακτήθηκε στις 28 Ιουλίου 2016. 
  3. 3,0 3,1 van Leeuwen, F. (November 2007), «Validation of the new Hipparcos reduction», Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653–664, doi:10.1051/0004-6361:20078357 
  4. «IAU Working Group on Star Names (WGSN)». Ανακτήθηκε στις 22 Μαΐου 2016. 
  5. «Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1» (PDF). Ανακτήθηκε στις 28 Ιουλίου 2016. 
  6. 中國星座神話, του 陳久金, εκδ. 台灣書房出版有限公司, 2005, σελ. 170.
  7. 香港太空館 – 研究資源 – 亮星中英對照表 Αρχειοθετήθηκε 25 October 2008[Date mismatch] στο Wayback Machine., Διαστημικό Μουσείο του Χονγκ Κονγκ. Ανακτήθηκε on line στις 23 Νοεμβρίου 2010.
  8. 8,0 8,1 Walczak, P.; Daszyńska-Daszkiewicz, J. (December 2010), «Complex asteroseismology of the hybrid B-type pulsator γ Pegasi: A test of stellar opacities», Astronomische Nachrichten 331 (9/10): 1057–1060, doi:10.1002/asna.201011456 
  9. McNamara, D. H. (June 1953), «Gamma Pegasi: A Beta Canis Majoris Star of Small Velocity Amplitude», Publications of the Astronomical Society of the Pacific 65 (384): 144, doi:10.1086/126561 
  10. 10,0 10,1 Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (January 2011), «A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 410 (1): 190–200, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x 
  11. 11,0 11,1 Fitzpatrick, E. L.; Massa, D. (March 2005), «Determining the Physical Properties of the B Stars. II. Calibration of Synthetic Photometry», The Astronomical Journal 129 (3): 1642–1662, doi:10.1086/427855 
  12. Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F. (April 2010), «Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants», Astronomische Nachrichten 331 (4): 349, doi:10.1002/asna.200911355 
  13. Huang, W.; Wallerstein, G.; Stone, M. (2012), «A catalogue of Paschen-line profiles in standard stars», Astronomy & Astrophysics 547: A62, doi:10.1051/0004-6361/201219804 
  14. Abt, Helmut A.; Levato, Hugo; Grosso, Monica (July 2002), «Rotational Velocities of B Stars», The Astrophysical Journal 573 (1): 359–365, doi:10.1086/340590 . The zero value is for v sin i, so v and/or i must be small.

Εξωτερικοί σύνδεσμοιΕπεξεργασία