Alioth
I dagens artikel ska vi fördjupa oss i Alioth, ett ämne som har fångat uppmärksamheten hos miljontals människor runt om i världen. Från dess påverkan på samhället till dess implikationer på det dagliga livet har Alioth genererat ständig debatt och fortsätter att vara föremål för forskning och analys. Genom den här artikeln kommer vi att utforska de olika perspektiven som finns kring Alioth, såväl som dess utveckling över tid och dess inflytande inom olika områden. Dessutom kommer vi att fördjupa oss i de senaste nyheterna och upptäckterna relaterade till Alioth, i syfte att ge en global och uppdaterad vision av detta fascinerande ämne. Följ med oss på denna upptäcktsresa och reflektion om Alioth!
| Epsilon Ursae Majoris | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Stora Björnen |
| Rektascension | 12t 54m 01,74959s[1] |
| Deklination | +55° 57′ 35,3627″[1] |
| Skenbar magnitud () | +1,77[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | A1 III-IVp kB9[3] |
| U–B | +0,02[3] |
| B–V | -0,02[3] |
| Variabeltyp | Roterande variabel av Alfa2 Canum Venaticorum-typ (ACV)[4] |
| Astrometri | |
| Egenrörelse (µ) | RA: +111,91[1] mas/år Dek.: -8,24[1] mas/år |
| Parallax () | 39,51 ± 0,20[1] |
| Avstånd | 82,6 ± 0,4 lå (25,3 ± 0,1 pc) |
| Absolut magnitud () | -0,2[5] |
| Detaljer | |
| Massa | 2,91[6] M☉ |
| Radie | 4,14[7] R☉ |
| Luminositet | 102[8] L☉ |
| Temperatur | 9 020[9] K |
| Metallicitet | +0,00[5] dex |
| Vinkelhastighet | 33[10] km/s |
| Ålder | 300[11] miljoner år |
| Andra beteckningar | |
| Epsilon Ursae Majoris, Allioth, Aliath, 77 Ursae Majoris, HR 4905, BD +56°1627, HD 112185, GCTP 2964.00, SAO 28553, FK5 483, CCDM 12540+5558, HIP 62956. | |
Alioth,[12] eller Epsilon Ursae Majoris (ε Ursae Majoris, förkortat Epsilon Uma, ε UMa) som är stjärnans Bayer-beteckning, är en ensam stjärna i den västra delen av stjärnbilden Stora Björnen och ingår i Karlavagnen. Den har en skenbar magnitud på +1,77[2], är synlig för blotta ögat och är, trots bokstavsbeteckningen ε, den ljusaste stjärnan i stjärnbilden. Baserat på parallaxmätningar i Hipparcos-uppdraget på 39,5[1] mas beräknas den befinna sig på ca 83 ljusårs (25 parsek) avstånd från solen.
Nomenklatur
Epsilon Ursae Majoris har det traditionella namnet Alioth, som kommer från det arabiska alyat al-hamal ("fårets feta svans"). År 2016 organiserade Internationella astronomiska unionen en arbetsgrupp för stjärnnamn (WGSN)[13] med uppgift att katalogisera och standardisera riktiga namn för stjärnor. WGSN fastställde i juli 2016 namnet Alioth för Epsilon Ursae Majoris, vilket nu ingår i listan över IAU-godkända stjärnnamn.[14]
Egenskaper
Epsilon Ursae Majoris är en blå till vit jättestjärna av spektralklass A1 III-IVp kB9,[3] där "p" står för särpräglad, eftersom dess spektrum är karakteristiskt för en Alfa2 Canum Venaticorum-variabel. kB9- suffixet till spektraltypen anger att kalcium K-linjen är närvarande och representativ för spektraltyp B9, även om resten av spektret anger A1. Den har en massa som är ca 2,9[6] gånger större än solens massa, en radie som är ca 4[7] gånger större än solens och utsänder ca 100[8] gånger mera energi än solen från dess fotosfär vid en effektiv temperatur på ca 9 000 K.[9] Stjärnans rotations- och magnetpoler ligger förskjutna nästan 90 grader mot varandra. Mörkare (tätare) regioner av krom bildar ett band vinkelrätt mot ekvatorn.
Epsilon Ursae Majoris har länge misstänkts vara en roterande variabel av Alfa2 Canum Venaticorum-typ (ACV) med en period på 5,1 dygn där ljusvariationerna tros bero på stjärnas starka magnetfält och snabba rotation.[2] En senare studie tyder på att Epsilon Ursae Majoris 5,1-dygnsvariation kan bero på ett substellärt föremål på omkring 14,7 Jupiter-massor i ett excentriskt omlopp (e = 0,5) med en genomsnittlig separation av 0,055 astronomiska enheter.[15] Det är nu tänkt att 5,1-dygnsperioden är rotationsperioden för stjärnan, och inga följeslagare har observerats med hjälp av modern utrustning.[7] Stjärnan har ett relativt svagt magnetfält, 15 gånger svagare än Alfa Canum Venaticorum, men det är fortfarande 100 gånger starkare än jordens.[16]
Se även
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, Epsilon Ursae Majoris, 17 mars 2019.
Noter
- ^ van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
- ^ ”eps UMa Cas” (på engelska). The International Variable Star Index. AAVSO – American Association of Variable Star Observers. http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=37371. Läst 11 april 2017.
- ^ Johnson, H. L.; et al. (1966). "UBVRIJKL photometry of the bright stars". Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 4 (99): 99. Bibcode:1966CoLPL...4...99J.
- ^ Evans, D. S. (June 20–24, 1966), Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick, eds., "The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities", Determination of Radial Velocities and their Applications, University of Toronto: International Astronomical Union, 30: 57, Bibcode:1967IAUS...30...57E
- ^ Tektunali, H. G. (June 1981), "The spectrum of the CR star Epsilon Ursae Majoris", Astrophysics and Space Science, 77 (1): 41–58, Bibcode:1981Ap&SS..77...41T, doi:10.1007/BF00648756
- ^ Shaya, Ed J.; Olling, Rob P. (January 2011), "Very Wide Binaries and Other Comoving Stellar Companions: A Bayesian Analysis of the Hipparcos Catalogue", The Astrophysical Journal Supplement, 192 (1): 2, arXiv:1007.0425, Bibcode:2011ApJS..192....2S, doi:10.1088/0067-0049/192/1/2
- ^ Shulyak, D.; Paladini, C.; Causi, G. Li; Perraut, K.; Kochukhov, O. (2014). "Interferometry of chemically peculiar stars: Theoretical predictions versus modern observing facilities". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 443 (2): 1629. arXiv:1406.6093. Bibcode:2014MNRAS.443.1629S. doi:10.1093/mnras/stu1259.
- ^ Katarzyński, K.; Gawroński, M.; Goździewski, K. (2016). "Search for exoplanets and brown dwarfs with VLBI". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 461 (1): 929. arXiv:1608.06719. Bibcode:2016MNRAS.461..929K. doi:10.1093/mnras/stw1354.
- ^ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Robinson, P. E. (2003). "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I". The Astronomical Journal. 126 (4): 2048. arXiv:astro-ph/0308182. Bibcode:2003AJ....126.2048G. doi:10.1086/378365.
- ^ Royer, F.; et al. (October 2002), "Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i", Astronomy and Astrophysics, 393 (3): 897–911, arXiv:astro-ph/0205255, Bibcode:2002A&A...393..897R, doi:10.1051/0004-6361:20020943
- ^ Nakajima, Tadashi; Morino, Jun-Ichi (2012). "Potential Members of Stellar Kinematic Groups within 30 pc of the Sun". The Astronomical Journal. 143 (1): 2. Bibcode:2012AJ....143....2N. doi:10.1088/0004-6256/143/1/2.
- ^ "IAU Catalog of Star Names". Hämtad 28 juli 2016.
- ^ "IAU Working Group on Star Names (WGSN)". Hämtad 22 maj 2016.
- ^ "Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1" (PDF). Hämtad 28 juli 2016.
- ^ Sokolov, N. A. (March 2008), "Radial velocity study of the chemically peculiar star ɛ Ursae Majoris", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, 385 (1): L1–L4, arXiv:0904.3562, Bibcode:2008MNRAS.385L...1S, doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00419.x.
- ^ Kochukhov, O.; Shultz, M.; Neiner, C. (2019). "Magnetic field topologies of the bright, weak-field Ap stars θ Aurigae and ∊ Ursae Majoris". Astronomy and Astrophysics. 621: A47. arXiv:1811.04928. Bibcode:2019A&A...621A..47K. doi:10.1051/0004-6361/201834279.
