Ρος 154

Συντεταγμένες: Sky map 18h 49m 49.3625s, −23° 50′ 10.437″

Ρος 154
ΑστερισμόςΤοξότης
Συντεταγμένες
(εποχή J2000):		18h 49m 49.36216s[1]
Φαινόμενο μέγεθος10.44[2]
Φασματικός τύποςM3.5V[2]
Απόσταση από τη Γη9,69 έτη φωτός [1]

Ο Ρος 154 (Ross 154 ή V1216 Sgr) είναι ερυθρός νάνος αστέρας ο οποίος εμφανίζεται στο νότιο ζωδιακό αστερισμό του Τοξότη. Έχει φαινόμενο μέγεθος  10,44,[2] γεγονός που τον καθιστά πολύ αχνό σε παρατήρηση με γυμνό μάτι. Η παρατήρηση του Ρος 154 απαιτεί ένα τηλεσκόπιο με άνοιγμα 6,5 εκατοστά κάτω από ιδανικές συνθήκες.[3] Η απόσταση του αστέρα από τη Γη εκτιμάται από μετρήσεις της παράλλαξης του και υπολογίζεται στα 9,69 έτη φωτός.[1] Είναι το πλησιέστερο αστέρι στον νότιο αστερισμό του Τοξότη, και ένα από τα πλησιέστερα αστέρια στη Γη.

Ιστορικό ανακάλυψης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο Ρος 154 ήταν ο πρώτος αστέρας που  καταλογογραφήθηκε από τον Αμερικανό αστρονόμο Φρανκ Έλμορ Ρος το 1925 και αποτέλεσε μέρος της τέταρτης λίστας του με νέους μεταβλητούς αστέρες[4]. Το 1926 ο Ρος το πρόσθεσε στη δεύτερη λίστα με τα αστέρια που δείχνουν μετρήσιμη ιδία κίνηση, μετά από σύγκριση με τη θέση του σε φωτογραφικές πλάκες που είχαν ληφθεί νωρίτερα από τον συνάδελφό του Αμερικανό αστρονόμο Έντουαρντ Έμερσον Μπάρναρντ[5]. Η παλιότερη τιμή παράλλαξης είχε μετρηθεί στα 0,362 ± 0,006 arcseconds και καθορίστηκε το 1937 από τον Walter O'connell, ο οποίος χρησιμοποίησε φωτογραφικές πλάκες από το τηλεσκόπιο Yale στο Γιοχάνεσμπουργκ της  Νότιας Αφρικής.[6] Αυτό τοποθέτησε το αστέρι στην έκτη θέση του τότε πιο γνωστού κοντινού αστέρα.

Ταξινόμηση και ιδιότητες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο Ρος 154 ταξινομήθηκε ως ερυθρός νάνος αστέρας εκλάμψεων τύπου UV Ceti, με μέσο χρόνο μεταξύ των μεγάλων εκλάμψεων περίπου δύο ημέρες[7]. Η πρώτη ηλιακή δραστηριότητα παρατηρήθηκε στην Αυστραλία το 1951, όταν το αστέρι αυξήθηκε σε μέγεθος κατά 0,4.[8] Συνήθως, το αστέρι μεγαλώνει κατά 3-4 τάξεις μεγέθους κατά τη διάρκεια μιας έκλαμψης.[9] Η δύναμη του μαγνητικού πεδίου του στην επιφάνεια υπολογίζεται στα 2.2 ± 0.1 kG.[10] Ο Ross 154 είναι πηγή ακτίνων X και έχει εντοπιστεί από πολλά παρατηρητήρια ακτίνων X.[11] Η φωτεινότητα του σε ακτίνες X όταν βρίσκεται σε ηρεμία είναι περίπου 9 × 1027 ergs s−1 ενώ όταν βρίσκεται σε φάση εκλάμψεων, όπως έχει παρατηρηθεί από το  Chandra observatory, μπορεί να φτάσει να  εκπέμπει 2.3 × 1033 erg.[11]

Ο φασματικός τύπος του Ρος 154 είναι Μ3.5V[2], ως εκ τούτου παράγει ενέργεια στον πυρήνα του μέσω πυρηνικής σύντηξης υδρογόνου. Έχει το 17% της μάζας του Ήλιου[2] και το 24% της ακτίνας του[12], αλλά ακτινοβολεί μόνο το 0,38% της φωτεινότητας του Ήλιου.[13] Με βάση τη σχετικά υψηλή αστρική του περιστροφή ο Ρος 154 πιθανολογείται ότι είναι νέος αστέρας με ηλικία λιγότερο από ένα δισεκατομμύριο χρόνια.[11] Λόγω της σχετικά μικρής του ηλικίας, η αφθονία στοιχείων βαρύτερων  από το χημικό στοιχείο Ήλιο, είναι περίπου η μισή απ'ότι στον Ήλιο.[11] Η ενεργός θερμοκρασία του Ρος 154 είναι 3,340 ± 10 K,[14] ενώ το απόλυτο μέγεθός του υπολογίζεται σε 13,07.[2]

Δεν  έχουν ανακαλυφθεί χαμηλής μάζας συνοδοί αστέρες σε τροχιά γύρω από τον Ross 154.[15] Η ταχύτητα στο διάστημα του Ρος 154 στο γαλαξιακό σύστημα συντεταγμένων είναι [U, V, W] = [-12.2, -1.0, -7.2]km s−1.[16] Η απόσταση του Ρος 154 από τον Ήλιο μειώνεται, καθώς μας πλησιάζει με ταχύτητα 6,9 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο (25.000 χιλιόμετρα την ώρα). Είναι φανερό όμως ότι δεν κατευθύνεται ακριβώς προς εμάς, αφού έχει σημαντική ιδία κίνηση, 0,67 δευτερόλεπτα του τόξου ανά έτος έναντι 1,3 του Σειρίου. Θα μας προσπεράσει στο μέλλον ερχόμενος σε μία ελάχιστη απόσταση η οποία θα πραγματοποιηθεί σε περίπου 157.000 χρόνια, όταν θα βρίσκεται στα 6,39 έτη φωτός[17] και μετά θα αρχίσει να απομακρύνεται.

Δείτε επίσης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Αναφορές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 van Leeuwen, F. (November 2007), «Validation of the new Hipparcos reduction», Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653–664, doi:10.1051/0004-6361:20078357 
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Staff (January 1, 2008), The One Hundred Nearest Star Systems, Research Consortium on Nearby Stars, http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm, ανακτήθηκε στις 2008-06-12 
  3. ↑ Mills, H. Robert (1994), Practical Astronomy: A User-friendly Handbook for Skywatchers, Horwood Publishing, σελ. 199, ISBN 1-898563-02-0, https://archive.org/details/practicalastrono0000mill/page/199 
  4. ↑ Ross, Frank E. (1926), «New variable stars, (fourth list)», Astronomical Journal 37: 91, doi:10.1086/104790 
  5. ↑ Ross, Frank E. (February 1926), «New proper-motion stars, (second list)», Astronomical Journal 36 (856): 124–128, doi:10.1086/104699 
  6. ↑ O'Connell, Walter (February 1938), «A faint star of large parallax», Astronomical Journal 46 (1078): 204, doi:10.1086/105447 
  7. ↑ Jarrett, A. H.; Grabner, G. (1976), «On the Period Between Flares of V1216 Sagittarii», Information Bulletin on Variable Stars (1221): 1 
  8. ↑ Mayall, Margaret W. (February 1953), «Variable Star Notes», Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 47: 23–28 
  9. ↑ Costa, R.; Cristaldi, S.; Rodono, M. (1970), «Cooperative Observations of the Flare Star V1216 Sgr», Information Bulletin on Variable Stars 461: 1–4 
  10. ↑ Reiners, A.; Basri, G. (February 2007), «The First Direct Measurements of Surface Magnetic Fields on Very Low Mass Stars», The Astrophysical Journal 656 (2): 1121–1135, doi:10.1086/510304 
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 Wargelin, B. J.; Kashyap, V. L.; Drake, J. J.; García-Alvarez, D.; Ratzlaff, P. W. (2008), «X-Ray Flaring on the dMe Star, Ross 154», The Astrophysical Journal 676 (1): 610–627, doi:10.1086/528702 
  12. ↑ Johnson, H. M.; Wright, C. D. (1983), «Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun», Astrophysical Journal Supplement Series 53: 643–711, doi:10.1086/190905 —see p. 693.
  13. ↑ Pettersen, B. R. (1980), «Physical parameters of solar neighbourhood flare stars», Astronomy and Astrophysics 82 (1–2): 53–60 
  14. ↑ Mentuch, Erin; Brandeker, Alexis; van Kerkwijk, Marten H.; Jayawardhana, Ray; Hauschildt, Peter H., «Lithium Depletion of Nearby Young Stellar Associations», The Astrophysical Journal 689 (2): 1127–1140, doi:10.1086/592764 
  15. ↑ Hinz, Joannah L.; McCarthy, Donald W., Jr.; Simons, Doug A.; Henry, Todd J.; Kirkpatrick, J. Davy; McGuire, Patrick C. (2002), «A Near-Infrared Wide-Field Proper Motion Search for Brown Dwarfs», The Astronomical Journal 123 (4): 2027–2032, doi:10.1086/339555 
  16. ↑ «Annotations on V* V1216 Sgr object». SIMBAD. Ανακτήθηκε στις 18 Απριλίου 2010. 
  17. ↑ Bobylev, V. V. (March 2010), «Searching for stars closely encountering with the solar system», Astronomy Letters 36 (3): 220–226, doi:10.1134/S1063773710030060 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]