Άλφα Μονόκερω
Ο α (άλφα) Μονόκερω ή Μονοκέρωτος (Alpha Monocerotis, α Mon) είναι ο φωτεινότερος (όπως φαίνεται από τη Γη) αστέρας του αστερισμού Μονόκερω. Ως αστέρας τέταρτου μεγέθους, είναι εύκολα ορατός από την Ελλάδα, τις νύχτες του χειμώνα. Βρίσκεται στο νότιο-νοτιοανατολικό μέρος του αστερισμού του.
| α Μονόκερω | ||
|---|---|---|
| Αστερισμός: | Μονόκερως | |
| Συντεταγμένες (εποχή 2000.0): | α = 7h:41m:14,8s , δ = −09°.33′04″ | |
| Φαινόμενο μέγεθος: | 3,94 | |
| Φασματικός τύπος: | G9.5 III-IIIb Fe-0.5 ή K0III | |
| Απόσταση από τη Γη: | 148 ± 1 έτη φωτός | |
| Ονομασίες σε καταλόγους | 26 Μονόκερω, BD−09°2172, HD 61935, HIP 37447, HR 2970, SAO 134986 | |
Ο α Μονόκερω είναι ένας εξελιγμένος κίτρινος γίγαντας αστέρας[1], δηλαδή το υδρογόνο έχει πρακτικά εξαντληθεί στον πυρήνα του και τα υπερκείμενα στρώματα έχουν διασταλεί και μειώσει τη θερμοκρασία τους. Το σύμβολο «Fe−0.5» στον φασματικό τύπο του υποδεικνύει ότι το φάσμα του εμφανίζει ελαφρά έλλειψη σε σίδηρο σε σχέση με άλλους αστέρες της ίδιας ενεργού θερμοκρασίας. Θεωρείται ότι έχει ήδη αρχίσει να συντήκει ήλιο στον πυρήνα του[2] και σχετικώς σύντομα το χρώμα του θα γίνει πορτοκαλί, έχοντας σήμερα δείκτη χρώματος (B-V) = 1,022. Αν και πολύ πιο γερασμένος αστέρας από τον Ήλιο, ο α Μονόκερω έχει πολύ μικρότερη ηλικία από αυτόν: 1,2 ± 0,4 έναντι 5 δισεκατομμυρίων ετών. Η μικρότερη διάρκεια ζωής του οφείλεται στη μεγαλύτερη μάζα του, που είναι περίπου διπλάσια της ηλιακής, ενώ ο όγκος του είναι χιλιαπλάσιος του όγκου του Ήλιου.[3] Με επιφανειακή θερμοκρασία 4.879 K, έχει απόλυτο μέγεθος που εκτιμάται σε +0,71 συν ή πλην 0,08 mag[3], δηλαδή έχει απόλυτη λαμπρότητα 39,5 ως 45,5 φορές μεγαλύτερη αυτής του Ήλιου. Ο α Μονόκερω περιστρέφεται γύρω από τον εαυτό του πολύ αργά, μία φορά κάθε 326 ημέρες περίπου.[4]
Ο α Μονόκερω απομακρύνεται από τη Γη και το Ηλιακό Σύστημα με ταχύτητα 10,5 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο (37.800 χιλιόμετρα την ώρα).
Παραπομπές
Επεξεργασία- ↑ Keenan, Philip C; McNeil, Raymond C (1989), «The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars», Astrophysical Journal Supplement Series 71: 245, doi:
- ↑ Laney, C.D.; Joner, M. D.; Pietrzyński, G. (2012), «A new Large Magellanic Cloud K-band distance from precision measurements of nearby red clump stars», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 419 (2): 1637, doi:
- ↑ 3,0 3,1 da Silva, L.; Girardi, L.; Pasquini, L.; Setiawan, J.; von der Lühe, O.; de Medeiros, J.R.; Hatzes, A.; Döllinger, M.P. και άλλοι. (Νοέμβριος 2006), «Basic physical parameters of a selected sample of evolved stars», Astronomy and Astrophysics 458 (2): 609–623, doi:
- ↑ Setiawan, J.; Pasquini, L.; da Silva, L.; Hatzes, A.P.; von der Lühe, O.; Girardi, L.; de Medeiros, J.R.; Guenther, E. (Ιούλιος 2004), «Precise radial velocity measurements of G and K giants. Multiple systems and variability trend along the Red Giant Branch», Astronomy and Astrophysics 421: 241–254, doi: