Капела (звезда)
- Вижте пояснителната страница за други значения на Капела.
| Капела | |
| Звезда | |
 Местоположение на Капела в съзвездието Колар. | |
| Общи данни | |
|---|---|
| Съзвездие | Колар |
| Капела в Общомедия | |
Капела (α Aurigae; Алфа от Колар) е най-ярката звезда от съзвездието Колар. В ранните зимни нощи Капела сияе високо в небето и е шестата по яркост звезда в небето след Вега от Лира и Арктур от Воловар. Със звездна величина около +0,08, Капела е жълто-бяла звезда със средна температура. Капела се намира на 42,9 светлинни години. от Слънцето.
Макар да изглежда като една звезда с невъоръжено око, Капела всъщност е звездна система от четири звезди, организирани по две двойки: Капела Aa, Капела Ab, Капела H и Капела L.
Главната двойка, съставена от Капела Aa и Капела Ab, включва два ярки жълти гиганта, които са около с 2,5 пъти по-голяма маса от слънчевата. Вторичната двойка, съставена от Капела H и Капела L, се намират на около 10 хил. астрономически единици от първата, като и двете са бледи и относително хладни червени джуджета.
Капела Aa и Капела Ab са изразходили водорода в ядрата си, охладили са се и са се разширили, излизайки от главната последователност. Те се намират в много тясна кръгова орбита, бидейки отдалечени на 0,74 астрономически единици, извършвайки едно пълно завъртане на всеки 104 дни. Капела Aa е по-хладната и по-светимата от двете. Тя е от спектрален клас K0III и е 78,7 ± 4,2 пъти по-светима от Слънцето и е с 11,98 ± 0,57 пъти по-голям радиус. Тя синтезира хелий във въглерод и кислород в ядрото си. Капела Ab е малко по-малка и по-гореща. Тя е от спектрален клас G1III и е 72,7 ± 3,6 пъти по-светима и 8,83 ± 0,33 по-голяма от Слънцето. Тя е субгигант, който еволюира и в крайна сметка ще се превърне в червен гигант.
Капела е мощен източник на рентгенови лъчи, за които се смята, че идват от короната на Капела Aa.
Името на системата произлиза от латинското Capella, което означава „малка коза“
Наблюдение
[редактиране | редактиране на кода]Със средна видима звездна величина от +0,08, Капела е най-ярката звезда в съзвездието съзвездието Колар и шестата най-ярка звезда в нощното небе, като е третата най-ярка в северното полукълбо (след Арктур и Вега) и четвъртата най-ярка видима с невъоръжено око звезда, която може да се види от 40-и северен паралел. На цвят е жълтеникаво-бяла, макар жълтият цвят да е по-видим по време на наблюдение през деня, поради контраста със синьото небе.[1]
Капела е най-близо до небесния полюс в сравнение с коя да е друга звезда от първа величина.[2] Северната ѝ деклинация е такава, че тя е невидима южно от 44° южна географска ширина (южните части на Нова Зеландия, Аржентина, Чили и Фолклендски острови). От друга страна, тя е незалязваща звезда отвъд 44° северна географска ширина (Великобритания, Канада). Намира се приблизително по средата между Пояса на Орион и Полярната звезда. Намира се най-високо в небето към полунощ през декември.[3]
Звездна система
[редактиране | редактиране на кода]
Има няколко звезди, намиращи се на няколко ъглови минути от Капела. Повечето от тях са оптични придружители,[4] но близката двойка от червени джуджета Капела H и Капела L се намират на приблизително еднакво разстояние от нас като компонента A и се движат през пространството заедно с нея.[5] Самата Капела A е спектроскопска двойна звезда, включваща компонентите Капела Aa и Капела Ab, и двата от които са звезди гиганти. Двойката гиганти е отделена от двойката червени джуджета на 723 арксекунди.[6]
Капела A
[редактиране | редактиране на кода]Капела A е съставена от две жълти еволюирали звезди, които обикалят една около друга с период 104,02128 ± 0,00016 дни, с голяма полуос от 111,11 ± 0,10 млн. километра, което е приблизително разстоянието между Венера и Слънцето. Наблюдавани от Земята, никоя от двете звезди не закрива другата. Орбитата им е изучена с изключителна прецизност и може да се използва за извеждане на орбитален паралакс с много по-голяма точност, отколкото ако се измерва пряко. Звездите не са достатъчно близко една до друга, за да настъпи пренос на материя от една към друга, дори когато главната звезда е червен гигант.[6]
Съвременната конвенция обозначава по-светимата и по-хладната звезда като компонент Aa, имаща спектрален клас между G2 и K0, а по-горещата вторична звезда е Ab, имаща спектрален клас между F и G. Спектрите на звездите са измервани много пъти, като и двете показват признаци на гигантски звезди.[7] В общия спектър преобладават резките абсорбционни линии на главната звезда, докато тези на вторичната са размити.[8]
Индивидуалната видима величина на двете звезди не може да бъде пряко измерена, но относителната им яркост е измерена в различни вълнови диапазони. Във видимия диапазон те имат много сходна яркост, като по-горещата вторична звезда като цяло е няколко десетки пъти по-ярка.[6]
Физичните свойства на двата компонента могат да се определят с висока точност. Масите им се извеждат директно от орбиталното уравнение – Aa е с маса 2,5687 ± 0,0074 M☉, докато Ab е с маса 2,4828 ± 0,0067 M☉. Ъгловият им радиус е измерен директно – 11,98 ± 0,57 R☉ за Aa и 8,83 ± 0,33 R☉ за Ab. Повърхностните им температури могат да се изчислят от наблюдаваните и предсказаните спектри, преки измервания на ъгловите им диаметри и яркостта им и калибриране спрямо наблюдавания им цветови индекс. Чрез тези методи е получена температура от 4970 ± 50 K за Aa и 5730 ± 60 K за Ab. Болометричните им светимостти се определят най-точно от видимите им величини с болометрична корекция, като се потвърждават от изчисления, включващи температурите и радиусите им. Установено е, че Aa е 78,7 ± 4,2 пъти по-светима от Слънцето, а Ab е 72,7 ± 3,6 пъти по-светима, така че главният компонент е по-светим, когато се вземат предвид всички дължини на вълната.[6]
Оценени на възраст между 590 и 650 милиона години, звездите вероятно са били горещи звезди от клас A, когато са се намирали в главна последователност, подобно на Вега.[6] Днес те вече са изчерпали водорода в ядрата си и са излезли от главната последователност, а външните им слоеве се разширяват и се охлаждат.[9] Все пак, главният компонент се намира в по-късен етап от звездата еволюция, отколкото вторичния. Изобилието на изотопите и скоростта на въртене на звездите потвърждават тази еволюционна разлика между тях. Металичността им е малко по-малка от тази на Слънцето.[8]
Ротационният период на всяка звезда може да се измери чрез наблюдения на периодичните колебания в Доплеровото отместване на спектралните им линии. Установено е, че Капела Aa има ротационна скорост от 4,1 ± 0,4 km/s, нуждаейки се от 104 ± 3 дни, за да се завърти около оста си, докато Капела Ab се върти много по-бързо, със скорост 35,0 ± 0,5 km/s, извършвайки пълно завъртане само за 8,5 ± 0,2 дни.
Капела дълго време се смята за леко променлива звезда. Амплитудата и от 0,1 величини означава, че в определени моменти тя може да изглежда по-ярка или по-бледа от Ригел, Бетелгейзе и Вега, които също са променливи. Активните атмосфери и близостта на звездите в Капела A ги прави сред най-ярките източници на рентгенови лъчи в небето. Рентгеновото излъчване се дължи на стабилни коронални структури, а не на изригвания. Коронални примки, по-големи от Слънцето и с температури от няколко милиона келвина, вероятно са отговорни за повечето рентгенови лъчи.[10]
Капела HL
[редактиране | редактиране на кода]Седмата подред публикувана придружаваща звезда на Капела, компонентът H, е физически свързана с ярката главна звезда. Това е червено джудже, отделено от двойката гиганти на разстояние около 10 000 астрономически единици.[5] То също има близка придружаваща го звезда, която е дори по-бледо червено джудже, отделено на 1,8", когато е открито през 1935 г. Осемдесет години по-късно то вече се намира на 2,5", което е достатъчно за извеждането на предварителни орбитални параметри. Придружаващото червено джудже е означено като компонент L.[6][11]
Заедно двете звезди имат разлика във видимите величини от 3,5, макар разликата да е много по-малка в инфрачервения диапазон. Това е по-скоро неочаквано и може да е показателно за допълнителни, все още неотркити придружаващи звезди.[6] Масата на звездите може да бъде определена от орбиталното им движение, но неяснотите по орбитите им водят до много различни резултати.
Източници
[редактиране | редактиране на кода]- ↑ Schaaf, Fred. The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars. Wiley, 2008. ISBN 978-0-470-24917-8. с. 146.
- ↑ Burnham, Robert Jr. Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System, Volume One: Andromeda-Cetus. Revised & Enlarged. Dover Publications, 1978. ISBN 978-0-486-23567-7. с. 261.
- ↑ Ball, Robert. A Primer of Astronomy. Cambridge University Press, 2014, [1900]. ISBN 978-1-107-42743-3. с. 194 – 95.
- ↑ Schaaf, Fred. The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars. Wiley, 2008. ISBN 978-0-470-24917-8. с. 154.
- ↑ а б Capella HL // Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun. Т. 193. 1984. ISBN 978-3-540-12907-3. DOI:10.1007/3-540-12907-3_204. с. 202.
- ↑ а б в г д е ж Torres, Guillermo и др. Capella (α Aurigae) Revisited: New Binary Orbit, Physical Properties, and Evolutionary State // The Astrophysical Journal 807 (1). 2015. DOI:10.1088/0004-637X/807/1/26. с. 26.
- ↑ Skiff, Brian A. VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009 – 2016) // VizieR On-line Data Catalog: B/Mk. Originally Published in: Lowell Observatory (October 2014) 1. 2014. с. B/mk.
- ↑ а б Torres, Guillermo. Binary Orbit, Physical Properties, and Evolutionary State of Capella (α Aurigae). // The Astrophysical Journal 700 (2). 2009. DOI:10.1088/0004-637X/700/2/1349. с. 1349 – 81.
- ↑ Schaaf, Fred. The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars. Wiley, 2008. ISBN 978-0-470-24917-8. с. 153 – 155.
- ↑ Argiroffi, C. и др. On coronal structures and their variability in active stars: The case of Capella observed with Chandra/LETGS // Astronomy and Astrophysics 404 (3). 2003. DOI:10.1051/0004-6361:20030497. с. 1033.
- ↑ Heintz, W.D. Parallax and motions of the Capella system // The Astrophysical Journal 195. 1975. DOI:10.1086/153340. с. 411.