Naos

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm
Zeta Puppis
Zeta Puppis.png
Hình vẽ minh họa Zeta Puppis (Naos).
Dữ liệu quan sát
Kỷ nguyên J2000      Xuân phân J2000
Chòm sao Puppis
Xích kinh 08h 03m 35.1s[1]
Xích vĩ −40° 00′ 11.6″[1]
Cấp sao biểu kiến (V)2.21
Các đặc trưng
Kiểu quang phổO5 Iaf
Chỉ mục màu U-B−1.09
Chỉ mục màu B-V−0.27
Kiểu biến quang?
Trắc lượng học thiên thể
Vận tốc xuyên tâm (Rv)−24.0[1] km/s
Chuyển động riêng (μ) RA: −30.82[1] mas/năm
Dec.: 16.77[1] mas/năm
Thị sai (π)3.00 ± 0.10 mas
Khoảng cách1090 ± 40 ly
(330 ± 10 pc)
Cấp sao tuyệt đối (MV)−5.96
Chi tiết
Khối lượng64 M
Bán kính16 R
Độ sáng(bolometric)360.000[2] L
Nhiệt độ42,400 K
Độ kim loại?
Tự quay>211 km/s.(>4.8 days)
Tuổi4 × 106 năm
Tên gọi khác
Naos, Suhail Hadar, HR 3165, HD 66811, SAO 198752, FK5 306, CoD C-39 3939, CPD P-39 2011, HIP 39429.
CSDL tham chiếu
SIMBADdữ liệu

Naos (gốc từ tiếng Hy Lạp ναύς "ship") còn có tên gọi khác là Zeta Puppis (ζ Pup / ζ Puppis) hoặc Suhail Hadar (سهيل هدار, possibly "roaring bright one"), là một ngôi sao khổng lồ xanh lam trong chòm Puppis, cách chúng ta xấp xỉ 1.100 năm ánh sáng.

Lớp phổ O4 của sao này có nghĩa đây là một trong những ngôi sao nóng nhất và sáng nhất có thể nhìn thấy bằng mắt thường. Nó là một trong số ít các ngôi sao loại O mắt thường cũng như một trong những ngôi sao gần Trái đất nhất.[3] Nó là một siêu sao màu xanh, một trong những ngôi sao sáng nhất trong Dải ngân hà. Nhìn bề ngoài nó là sáng hơn hơn 10.000 lần Mặt Trời, nhưng nhiệt độ cao của nó có nghĩa rằng hầu hết của nó bức xạ là trong tia cực tím và nó bolometric sáng là hơn 500.000 lần so với Mặt Trời Đây cũng là ngôi sao sáng thứ 72 về độ lớn biểu kiến từ Trái đất.

Naos là điển hình của các ngôi sao loại O trong việc có cơn gió sao cực kỳ mạnh, được đo ở mức 2.500 km / s,[4] cho thấy ngôi sao giảm hơn một phần triệu khối lượng mỗi năm,[4] hoặc khoảng 10 triệu lần mà Mặt trời tỏa ra trong một khoảng thời gian tương đương.

Danh pháp[sửa | sửa mã nguồn]

ζ Puppis (Latin hóa thành ZetaPuppis) là tên gọi của ngôi sao này theo danh pháp Bayer.

Nó mang tên Naos trong thời gian tương đối gần đây, từ tiếng Hy Lạp ναύς "tàu", và trong tiếng Ả Rập Suhail Hadar (سهيل هدار, có thể có nghĩa là "ngôi sao sáng rực"). Vào năm 2016, Liên minh Thiên văn Quốc tế đã tổ chức một Nhóm làm việc về Tên Sao (WGSN) [5] để lập danh mục và chuẩn hóa tên riêng cho các ngôi sao. WGSN đã phê duyệt tên Naos cho ngôi sao này vào ngày 21 tháng 8 năm 2016 và hiện tại nó đã được đưa vào Danh mục tên của IAU.[6]

Tên gọi[sửa | sửa mã nguồn]

USS Naos (AK-105) là tàu chở hàng lớp Crater của Hải quân Hoa Kỳ được đặt theo tên của ngôi sao này.

Tính chất vật lý[sửa | sửa mã nguồn]

Miêu tả nghệ thuật của Zeta Puppis

Zeta Puppis đã được nghiên cứu rộng rãi vì độ hiếm và độ gần tương đối của nó với Trái đất, nhưng các thông số vật lý và khoảng cách của nó vẫn còn ít được biết đến. Nó phải là một bước có giá trị trên thang khoảng cách vũ trụ, với việc làm rõ khoảng cách của các ngôi sao có độ sáng cao khác trong thiên hà Ngân Hà và các thiên hà bên ngoài.

Loại quang phổ của sao này là O4 If (n) p. O4 cho thấy một ngôi sao khổng lồ nóng đang đốt cháy hydro, thường là ở nhiệt độ 40.000-44.000K.[3][7][8] Các "f" chỉ ra rằng quang phổ vạch phát xạ có của Helium ion hóa và nitơ, không phải là hiếm trong các ngôi sao nóng O hơi phát triển và thường được xác định bởi hồ sơ cá nhân phát thải và hấp thụ hỗn hợp của các 468,6 nm Ông II dòng quang phổ. "N" (đối với không rõ ràng) biểu thị các vạch hấp thụ mở rộng, gây ra bởi sự quay nhanh của ngôi sao, trong trường hợp này là hơn 220   km / s tại xích đạo. "P" là một chỉ số phổ chung về tính đặc thù. Sự kết hợp các nhân vật quang phổ này là không bình thường vì các ngôi sao nóng tiến hóa dự kiến sẽ quay tương đối chậm sau khi hãm bởi một cơn gió sao mạnh và chỉ có 8 ngôi sao thuộc loại này được biết đến trong Dải Ngân hà.[9] Loại quang phổ làm phức tạp việc xác định các tham số vật lý vì các vạch chỉ thị độ chói quang phổ tiêu chuẩn là đặc thù và loại sao này không thể được mô hình hóa hoàn toàn. Helium và Nitơ được tăng cường và trọng lực bề mặt thấp hơn cho thấy mức độ tiến hóa cách xa chuỗi chính không tuổi và Zeta Puppis được xếp hạng là siêu sao.[7]

Kích thước góc của Zeta Puppis đã được đo bằng phương pháp đo giao thoa là 0,41 mas, [10] và trắc quang là 0,38 mas. [11] Một khoảng cách đã biết sẽ trực tiếp đưa ra kích thước thực tế của ngôi sao, sẽ giới hạn các đặc tính khác như độ sáng và khối lượng. Các phiên bản về khoảng cách của Zeta Puppis thay đổi từ khoảng 300pc dựa trên các phép đo động hoặc thị sai đến hơn 600pc dựa trên mô hình vật lý. [3] Điều này dẫn đến ước tính độ sáng từ 550.000 đến 800.000 lần Mặt trời, khối lượng từ 22,5 đến 56 lần Mặt trời và bán kính từ 14 đến 26 lần Mặt trời. Giá trị thị sai Hipparcos được sửa đổi cho khoảng cách 335 parsec (1.093 ly) ± 4%, [12] thấp hơn nhiều so với dự kiến từ các đặc điểm quan sát được của ngôi sao này.

Zeta Puppis đã được báo cáo là sao biến quang và được phân loại là biến Alpha Cygni, nhưng còn bị nghi ngờ. Nó cho thấy các biến thể trong cấu hình vạch phổ H <sub id="mwjw">α</sub> và độ chói của tia X trên thời gian ít hơn một ngày. [13] [14]

Heli[sửa | sửa mã nguồn]

Năm 1896, Williamina Fleming đã quan sát các vạch quang phổ bí ẩn từ Zeta Puppis, phù hợp với công thức Rydberg nếu sử dụng một nửa số nguyên thay vì toàn bộ số nguyên. Sau đó người ta phát hiện ra rằng những thứ này là do heli bị ion hóa. [15]

Nguồn gốc[sửa | sửa mã nguồn]

Gợi ý ban đầu cho nơi sinh của Zeta Puppis là chùm sao Vela R2 rất trẻ với khoảng 800pc và chùm sao Vela OB2 ở 450pc. [16] Không có nguồn gốc là thỏa đáng. Khoảng cách 800pc đòi hỏi độ sáng cao bất thường, trong khi liên kết với Vela OB2 cũ hơn nhiều so với Zeta Puppis và vận tốc không gian không dẫn trở lại cụm đó.

Nhiều mô hình vật lý và các phép đo thị sai Hipparcos ban đầu đã dẫn đến giá trị khoảng cách khoảng 450pc, nhưng việc phân tích Hipparcos được sửa đổi cho khoảng cách thấp hơn nhiều gần 333pc. Một nghiên cứu năng động gần đây chỉ ra Zeta Puppis có nguồn gốc từ hiệp hội Trumpler 10 OB ở khoảng 300pc, nhưng đây cũng là một cụm cũ hơn nhiều và các mô hình vật lý vẫn dẫn đến khoảng cách 450-600pc. [3]

Zeta Puppis cho thấy tốc độ không gian cao và tốc độ quay rất cao, và người ta đã suy đoán rằng đó là một ngôi sao chạy trốn do một siêu tân tinh trong hệ thống sao đôi, có thể là tổ tiên của Tinh vân Gum [17] nhưng bằng chứng ủng hộ điều này rất ít. [18]

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ a ă â b c “SIMBAD Query Result”. Results for NAOS. Truy cập ngày 9 tháng 1 năm 2009. 
  2. ^ Naos
  3. ^ a ă â b Schilbach, E.; Röser, S. (2008). "On the origin of field O-type stars". Astronomy and Astrophysics. 489 (1): 105–114. arXiv:0806.0762. Bibcode:2008A&A...489..105S. doi:10.1051/0004-6361:200809936.
  4. ^ a ă Eversberg, T.; Lepine, S.; Moffat, A. F. J. (1998). “Outmoving Clumps in the Wind of the Hot O Supergiant ζ Puppis”. The Astrophysical Journal 494 (2): 799. Bibcode:1998ApJ...494..799E. doi:10.1086/305218. 
  5. ^ Chú thích trống (trợ giúp) 
  6. ^ “IAU Catalog of Star Names”. Truy cập ngày 28 tháng 7 năm 2016. 
  7. ^ a ă Bouret, J. -C.; Hillier, D. J.; Lanz, T.; Fullerton, A. W. (2012). "Properties of Galactic early-type O-supergiants: A combined FUV-UV and optical analysis". Astronomy & Astrophysics. 544: A67. arXiv:1205.3075v1. Bibcode:2012A&A...544A..67B. doi:10.1051/0004-6361/201118594.
  8. ^ Markova, N.; Puls, J.; Simón-Díaz, S.; Herrero, A.; Markov, H.; Langer, N. (2014). “Spectroscopic and physical parameters of Galactic O-type stars”. Astronomy & Astrophysics 562: A37. Bibcode:2014A&A...562A..37M. arXiv:1310.8546. doi:10.1051/0004-6361/201322661. 
  9. ^ Walborn, Nolan R.; Howarth, Ian D.; Evans, Christopher J.; Crowther, Paul A.; Moffat, Anthony F. J.; St-Louis, Nicole; Farina, Cecilia; Bosch, Guillermo L.; Morrell, Nidia I. (2010). “The Onfp Class in the Magellanic Clouds”. The Astronomical Journal 139 (3): 1283. Bibcode:2010AJ....139.1283W. arXiv:1001.4032. doi:10.1088/0004-6256/139/3/1283. 
  10. ^ Hanbury Brown, R.; Davis, J.; Allen, L. R. (1974). “The Angular Diameters of 32 Stars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 167: 121–136. Bibcode:1974MNRAS.167..121H. doi:10.1093/mnras/167.1.121. 
  11. ^ Kudritzki, R. P.; Simon, K. P.; Hamann, W.-R. (1983). “Non-LTE analysis of massive O-stars. II - the O4 star Zeta Puppis”. Astronomy and Astrophysics 118: 245. Bibcode:1983A&A...118..245K. 
  12. ^ Maíz Apellániz, J.; Alfaro, E. J.; Sota, A. (2008). “Accurate distances to nearby massive stars with the new reduction of the Hipparcos raw data” 0804. tr. 2553. Bibcode:2008arXiv0804.2553M. arXiv:0804.2553. 
  13. ^ Berghoefer, T. W.; Baade, D.; Schmitt, J. H. M. M.; Kudritzki, R.-P.; Puls, J.; Hillier, D. J.; Pauldrach, A. W. A. (1996). “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. 
  14. ^ Oskinova, L. M.; Todt, H.; Huenemoerder, D. P.; Hubrig, S.; Ignace, R.; Hamann, W.-R.; Balona, L. (2015). “On X-ray pulsations in β Cephei-type variables”. Astronomy & Astrophysics 577: A32. Bibcode:2015A&A...577A..32O. arXiv:1503.05749. doi:10.1051/0004-6361/201525908. 
  15. ^ Bohr, N. (1913). “The Spectra of Helium and Hydrogen”. Nature 92 (2295): 231–232. Bibcode:1913Natur..92..231B. doi:10.1038/092231d0. 
  16. ^ Van Rensbergen, W.; Vanbeveren, D.; De Loore, C. (1996). “OB-runaways as a result of massive star evolution”. Astronomy and Astrophysics 305: 825. Bibcode:1996A&A...305..825V. 
  17. ^ Woermann, B.; Gaylard, M. J.; Otrupcek, R. (2001). “Kinematics of the Gum nebula region”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 325 (3): 1213. Bibcode:2001MNRAS.325.1213W. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04558.x. 
  18. ^ Choudhury, R.; Bhatt, H. C. (2009). “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. Bibcode:2009MNRAS.393..959C. arXiv:0811.4389. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14189.x.