Zeta Aurigae
| ζ Aur A/B | |||||||||||||||||||||
| Dane obserwacyjne (J2000) | |||||||||||||||||||||
| Gwiazdozbiór | |||||||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Rektascensja |
05h 02m 28,687s | ||||||||||||||||||||
| Deklinacja |
+41° 04′ 33,02″ | ||||||||||||||||||||
| Paralaksa (π) | |||||||||||||||||||||
| Odległość | |||||||||||||||||||||
| Wielkość obserwowana | |||||||||||||||||||||
| Ruch własny (RA) | |||||||||||||||||||||
| Ruch własny (DEC) |
−20,71 ± 0,21 mas/rok[1] | ||||||||||||||||||||
| Prędkość radialna |
11,32 ± 0,30 km/s[1] | ||||||||||||||||||||
| Charakterystyka fizyczna | |||||||||||||||||||||
| Typ widmowy |
K5 II / B7 V[1] | ||||||||||||||||||||
| Masa | |||||||||||||||||||||
| Promień | |||||||||||||||||||||
| Jasność | |||||||||||||||||||||
| Wiek |
80 mln lat[2] | ||||||||||||||||||||
| Temperatura |
3950 / 15 300 K[2] | ||||||||||||||||||||
| Alternatywne oznaczenia | |||||||||||||||||||||
| |||||||||||||||||||||
Zeta Aurigae (Saclateni, ζ Aur) – gwiazda w gwiazdozbiorze Woźnicy, znajdująca się w odległości około 786 lat świetlnych od Słońca.
Nazwa[edytuj | edytuj kod]
Gwiazda ta nosi tradycyjną nazwę Saclateni, która po raz pierwszy pojawiła się w tablicach alfonsyńskich; wcześniejsze wydanie wymienia ją pod nazwą Sadatoni. Nazwy te wywodzą się ze zniekształconego arabskiego wyrażenia الساعد الثاني as-sā'id aṯ-ṯānī oznaczającego „drugie ramię” (Woźnicy)[3]. Gwiazda ta wraz z pobliską eta Aurigae były przez starożytnych Rzymian określane wspólną łacińską nazwą Haedi, czyli „dzieci” (właściwie koźlęta, gdyż były uznawane za dzieci Kozy – najjaśniejszej gwiazdy w gwiazdozbiorze). Zeta Aurigae była dawniej oznaczana też Haedus I (w ruchu po niebie podąża przed etą)[2][3]. Międzynarodowa Unia Astronomiczna w 2017 roku formalnie zatwierdziła użycie nazwy Saclateni dla określenia tej gwiazdy[4].
Charakterystyka[edytuj | edytuj kod]
Jest to gwiazda podwójna. Jej składnikami są pomarańczowy jasny olbrzym lub nadolbrzym należący do typu widmowego K (ζ Aur A, Saclateni) oraz błękitna gwiazda ciągu głównego reprezentująca typ widmowy B (ζ Aur B). Układ emituje w zakresie widzialnym 1700 razy więcej światła niż Słońce, a po uwzględnieniu emisji w pozostałych zakresach aż 5800 razy więcej promieniowania. Olbrzym ma temperaturę 3950 K, 148 razy większy promień i 5,8 razy większą masę niż Słońce. Jego towarzysz jest znacznie gorętszy, ma temperaturę 15 300 K, promień 4,5 i masę 4,8 razy większą niż Słońce. Różnica mas i zaawansowania ewolucyjnego gwiazd pozwala stwierdzić, że układ istnieje od 80 milionów lat; obie gwiazdy zakończą życie jako białe karły o dużej masie[2].
Gwiazdy okrążają wspólny środek masy w okresie 972,183 dnia, czyli 2,66 roku. Płaszczyzna orbit składników jest odchylona o około 3 stopnie od kierunku obserwacji, co sprawia, że gwiazdy zaćmiewają się wzajemnie (jest to gwiazda zmienna typu Algola[1]). Podczas zaćmienia składnika B obserwowana wielkość gwiazdowa układu spada o 0,15m, co jest dostrzegalne wyćwiczonym gołym okiem[2].
Zobacz też[edytuj | edytuj kod]
Przypisy[edytuj | edytuj kod]
- ↑ a b c d e f g Zeta Aurigae w bazie SIMBAD (ang.)
- ↑ a b c d e f g h Jim Kaler: HAEDUS I (Zeta Aurigae). STARS. [dostęp 2017-06-13]. (ang.).
- ↑ a b Richard Hinckley Allen: Star Names Their Lore and Meaning. Nowy Jork: Dover Publications Inc., 1963, s. 84–91. ISBN 0-486-21079-0. (ang.).
- ↑ Naming Stars. Międzynarodowa Unia Astronomiczna, 2018-08-10. [dostęp 2018-12-03].