WikiSort.ru - Космос

ПОИСК ПО САЙТУ | о проекте
Сигма Большого Пса
Звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Одиночная звезда
Прямое восхождение 07ч 01м 43.14779с [1]
Склонение -27° 56′ 05.3898″ [1]
Расстояние 1 120±70 св. год (340±20 пк)
Видимая звёздная величина (V) 3,47+0,04
−0 04[2]
Созвездие Большой Пёс
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +22.11[3] км/c
Собственное движение (μ) RA: −5.98[1] mas в год
Dec: +4.59[1] mas в год
Параллакс (π) 2.91 ± ±0.19 [1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) –5.14[4]
Характеристики
Спектральный класс K4III[5]
Показатель цвета (B − V) +1.73[6]
Показатель цвета (U − B) +1.88[6]
Переменность LC [2]
Физические характеристики
Масса 12.3 ± 0.1[7] M☉
Радиус 420[4] R☉
Возраст 16.4 ± 0.5 млн.[7] лет
Температура 3 750[4] K
Светимость 31 000[4] L☉
Металличность +0.16[8]
Другие обозначения
Унургуните, Unurgunite
Ba Сигма Большого Пса, σ Canis Majoris, Sigma Canis Majoris
Fl 13 Большого Пса, 13 Canis Majoris
CCDM J07017-2756A, FK5 1183, HD 52877, HIC 33856, HIP 33856, HR 2646, IRAS 06597-2751, PPM 251469, SAO 172797, 2MASS J07014314-2756051, GCRV 4625, IDS 06577-2747 A, N30 1529, PLX 1649, SRS 31183, TD1 8914, TYC 6531-3793-1, UBV 6927, WDS J07017-2756A
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Информация в Викиданных ?

Сигма Большого Пса, (σ Большого Пса, Sigma Canis Majoris, сокращ. Sig CMa,, σ CMa), также имеющая собственное имя — Унургуните (Unurgunite)[9] — звезда в южном созвездии Большого Пса. Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 1 120 св. лет (340 пк.) от Солнца. Звезда имеет видимую звёздную величину +3.47m.

Имя звезды

σ Canis Majoris (латинизированный вариант Sigma Canis Majoris) является обозначением Байера.

Сигма Большого Пса носит традиционное название Унургуните. Название происходит из языка бурунгов, клана коренного народа малигунджи (англ.)русск., живущего на северо-западе штата Виктория в Австралии, которые видели в нёй фигуру-предка, сражающегося с Луной, в окружении своих жён (звёзды Дельта и Эпсилон Большого Пса) [10][11].

В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу при МАС по звездным именам (WGSN) [12] для каталогизации и стандартизации имен собственных звёзд. WGSN утвердил название Unurgunite для этой звезды 5 сентября 2017 года, и теперь оно включено в Список утвержденных МАС звёздных имен[9].

Свойства

Сигма Большого Пса — сверхгигант спектрального типа K4III, она принадлежит к тому типу звёзд, которые находится на поздних стадиях своего развития. Сама звезда начинала сою жизнь как горячий карлик спектрального класса B0.5 около 17 миллионов лет назад[13] Сигма Большого Пса закончила «горение» водорода в своем ядре от 300 000 до 1,5 миллионов лет назад[13] (в зависимости от саоего текущего состояния), причём звездный ветер унес почти половину солнечной массы звезды[13].

Сейчас термоядерный синтез идёт только во внешних оболочках звезды, способствуя её расширению. Таким образом, звёзда увеличилась в размере в 420 раз больше радиуса Солнца[4], т.е. её радиус будет 1.95 [14] а.е., что почти вдвое больше среднего расстояния от Земли до Солнца (несколько больше орбиты Марса). В настоящее время звезда излучает почти в 32 000[15] раз больше энергии, чем Солнце, при эффективной температуре около 3 877 К [8], что придает ей холодный оранжево-красный оттенок звезды М-типа[16].

Переменность

Сигма Большого Пса была отмечена как вероятная переменная звезда в перечне ярких южных звезд, изучаемых в Южноафриканской астрономической обсерватории[17]. Её переменность была подтверждена в 1963 году[18], и она была официально внесена в каталог как переменная звезда[19]. Звезда классифицируется как медленная неправильная переменная типа LC, и её яркость колеблется между величинами +2,75m и +3,02m. Магнитное поле звезды имеет напряженность ниже 1 Гс[20].

Предполагается, что звезда является членом рассеянного звёздного скопления Коллиндер 121 (к которому также принадлежат Везен и Омикрон1 Большого Пса), в котором звёзды движутся совместно[4], но эта принадлежность оспаривается[21].

Кандидат в сверхновые

Сигма Большого Пса также считается возможным кандидатом в сверхновые типа II. Современные приборы способны измерять поток нейтрино перед взрывом сверхновой, что может служить предупреждением о начале взрыва[22].

Возможный компаньон

Рялом с Сигмой Большого Пса может «наблюдаться» спутник 14-й величины, который находится всего в 10 секундах дуги, т.е. это карлик спектрального класса K2, находящийся на расстоянии не менее чем 3 700 а.е. Ему требуется не менее 66 000 лет чтобы сделать один оборот по соей орбите. Однако наблюдения относительного движения за четверть века убедительно свидетельствует о том, что они, скорее всего, не связаны физически, а просто лежат на линии прямой видимости[13].

Примечания

  1. 1 2 3 4 5  (англ.) van Leeuwen, Floor (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357 Note: see VizieR catalogue I/311.
  2. 1 2  (англ.) Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). “VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)”. VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S. 1: 02025. Bibcode:2009yCat....102025S.
  3. ↑  (англ.) Mermilliod, J. C.; Mayor, M. & Udry, S. (July 2008), "Red giants in open clusters. XIV. Mean radial velocities for 1309 stars and 166 open clusters", Astronomy and Astrophysics Т. 485 (1): 303–314, DOI 10.1051/0004-6361:200809664
  4. 1 2 3 4 5 6  (англ.) Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G. & Plez, Bertrand (August 2005), "The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought", The Astrophysical Journal Т. 628 (2): 973–985, DOI 10.1086/430901
  5. ↑  (англ.) Abt, Helmut A (2008). “Visual Multiples. IX. MK Spectral Types”. The Astrophysical Journal Supplement Series. 176: 216—217. Bibcode:2008ApJS..176..216A. DOI:10.1086/525529.
  6. 1 2  (англ.) Ducati, J. R. (2002). “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.
  7. 1 2  (англ.) 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 Т. 410 (1): 190–200, DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x
  8. 1 2  (англ.) Mallik, Sushma V. (October 1998), "Chromospheric activity in cool stars and the lithium abundance", Astronomy and Astrophysics Т. 338: 623–636
  9. 1 2  (англ.) Naming Stars. IAU.org.
  10. ↑  (англ.) Hamacher, Duane W.; Frew, David J. (2010). “An Aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae” (PDF). Journal of Astronomical History & Heritage. 13 (3): 220—34. arXiv:1010.4610. Bibcode:2010JAHH...13..220H.
  11. ↑ IAU.org (11 December 2017). IAU Approves 86 New Star Names From Around the World. Пресс-релиз.
  12. ↑  (англ.) IAU Working Group on Star Names (WGSN). Проверено 22 мая 2016.
  13. 1 2 3 4  (англ.) SIGMA CMA (Sigma Canis Majoris). Jim Kaler's STARS.
  14. ↑ 1 солнечный радиус = 0.0046491 а.е., итого 420 × 0.00465 = 1.95.
  15. ↑  (англ.) Mallik, Sushma V. (December 1999), "Lithium abundance and mass", Astronomy and Astrophysics Т. 352: 495–507
  16. ↑  (англ.) The Colour of Stars, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, December 21, 2004, <http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html>. Проверено 16 января 2012.
  17. ↑  (англ.) Cousins, A. W. J. (1951). “Bright variable stars in southern hemisphere (first list)”. The Observatory. 71: 199. Bibcode:1951Obs....71..199C.
  18. ↑  (англ.) Cousins, A. W. J. (1963). “Red Variable Stars of Small Range Amongst the Bright Stars”. Monthly Notes of the Astron. Soc. Southern Africa. 22: 133. Bibcode:1963MNSSA..22..133C.
  19. ↑  (англ.) Kukarkin, B. V.; Kholopov, P. N.; Kukarkina, N. P.; Perova, N. B. (1973). “59th Name-List of Variable Stars”. Information Bulletin on Variable Stars. 834: 1. Bibcode:1973IBVS..834....1K.
  20. ↑  (англ.) Grunhut, J. H.; Wade, G. A.; Hanes, D. A. & Alecian, E. (November 2010), "Systematic detection of magnetic fields in massive, late-type supergiants", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Т. 408 (4): 2290–2297, DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17275.x
  21. ↑  (англ.) de Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J. & Brown, A. G. A. (January 1999), "A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations", The Astronomical Journal Т. 117 (1): 354–399, DOI 10.1086/300682
  22. ↑  (англ.) Asakura, K.; Gando, A.; Gando, Y.; Hachiya, T.; Hayashida, S.; Ikeda, H.; Inoue, K.; Ishidoshiro, K.; Ishikawa, T.; Ishio, S.; Koga, M.; Matsuda, S.; Mitsui, T.; Motoki, D.; Nakamura, K.; Obara, S.; Oura, T.; Shimizu, I.; Shirahata, Y.; Shirai, J.; Suzuki, A.; Tachibana, H.; Tamae, K.; Ueshima, K.; Watanabe, H.; Xu, B. D.; Kozlov, A.; Takemoto, Y.; Yoshida, S.; et al. (2016). “KamLAND Sensitivity to Neutrinos from Pre-supernova Stars”. The Astrophysical Journal. 818: 91. arXiv:1506.01175. Bibcode:2016ApJ...818...91A. DOI:10.3847/0004-637X/818/1/91.

Координаты: 07ч 01м 43.14779с, −27° 56′ 05.3898″

Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".

Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.

Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .



Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.ru внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2025
WikiSort.ru - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии