Зета Змијоносец (ζ Oph, ζ Ophiuchi) — единечна[8]ѕвезда сместена во соѕвездиетоЗмијоносец. Таа има привидна ѕвездена величина од 2,6, што ја прави трета најсветла ѕвезда во соѕвездието. Мерењата на паралаксата даваат проценета оддалеченост од околу 440 светлосни години од Земјата.[1] Опкружена е со маглината Sh2-27 „Коболд“, додека патува низ густите прашински облаци во близина на комплексот облаци Ро Змијоносец.
Во април 2010 година, ζ Змијоносец билапрекриена од астероидот 824 Анастасија.[9][10][11]
Својства
ζ Змијоносец е огромна ѕвезда со повеќе од 20[12] пати поголема Сончева маса и осум[13] пати од неговиот полупречник. Ѕвездената класификација на оваа ѕвезда е O9,5 V, со класата на сјајност V што покажува дека таа генерира енергија во нејзиното јадро со јадрено соединување на водород. Од Земјата, очигледната делотворна температура на ѕвездата се смета дека е 34.300 K,[13] и дава на ѕвездата сина нијанса на ѕвезда од типот О.[14] Меѓутоа, бидејќи ѕвездата брзо се врти, точната температура на површината варира низ површината на ѕвездата од дури 39.000 K на половите до 30.700 K на екваторот.[13]Проектираната вртежна брзина може да биде висока до 400[3] km s−1 и може да се врти со брзина од еднаш дневно, блиску до брзината со која би почнала да се распаѓа.
Светлосна крива за Зета Змијоносец, адаптирана од Ховарт и неговите соработниц. (2014)[15]
Ова е млада ѕвезда со возраст од само три милиони години. Нејзината сјајност варира на периодичен начин сличен на оној на променливата ѕвезда од типот на Бета Кефеј. Оваа периодичност има десетина или повеќе фреквенции кои се движат помеѓу 1-10 циклуси дневно.[3] Во 1979 година, испитувањето на спектарот на оваа ѕвезда открило „подвижни испакнатини“ во профилите на нејзината хелиумска линија. Оттогаш оваа карактеристика била пронајдена во други ѕвезди, кои станале наречени ζ Oph ѕвезди. Овие спектрални својства веројатно се резултат на нерадијални пулсирања.[16]
Оваа ѕвезда е приближно на половина пат од почетната фаза на својот ѕвезден развој и во следните неколку милиони години ќе се прошири во црвена суперџиновска ѕвезда поширока од орбитата на Јупитер пред да го заврши својот живот во експлозија на супернова, оставајќи зад себе неутронска ѕвезда или пулсар. Од Земјата, значителен дел од светлината од оваа ѕвезда се апсорбира од меѓуѕвездената прашина, особено на синиот крај на спектарот. Всушност, да не била оваа прашина, ζ Змијоносец ќе блескала неколку пати посилно и ќе била меѓу најсјајните видливи ѕвезди.[17] Доколку сјајот на ѕвездата не е прикриен, таа ќе блесне со светлинска величина 1,54, со што ќе стане дваесет и третата најсветла ѕвезда на ноќното небо. [б 1]
Биле откриени емисии на Х-зраци од Зета Змијоносец кои периодично варираат. Нето флуксот на Х-зраци се проценува на 1,2. Во енергетскиот опсег од 0,5–10 keV, овој флукс варира за околу 20% во период од 0,77 денови. Ова однесување може да биде резултат на магнетно поле во ѕвездата. Измерената просечна јачина на надолжното поле е околу 14,1 ± 4,5[3].
Инфрацрвена слика на ударниот бран (жолт лак) создадена од ѕвездата Зета Змијоносец во меѓуѕвезден прашлив облак
ζ Змијоносец се движи низ просторот со посебна брзина од 30 km s −1. Врз основа на возраста и насоката на движење на оваа ѕвезда, таа е член на подгрупата Горна Скорпија на здружението на ѕвезди Скорпија-Кентаур кои делат заедничко потекло и вселенска брзина.[18] Таквите ѕвезди можат да бидат исфрлени со динамички интеракции помеѓу три или четири ѕвезди. Меѓутоа, во овој случај ѕвездата може да биде поранешна компонента на двоен ѕвезден систем во кој помасивната примарна е уништена во експлозија на супернова од типот II.[3] Можно е ζ Змијоносец насобира маса од својот придружник пред да биде исфрлена.[19] Пулсарот PSR B1929+10 можеби е преостанатиот остаток од оваа супернова, бидејќи и таа била исфрлена од здружениетѕо со вектор на брзина што одговара на сценариото.[3]
Поради големата вселенска брзина на Зета Змијоносец, во комбинација со високата внатрешна осветленост и нејзината моментална местоположба во област богата со прашина на галаксијата, ѕвездата создава ударен лак во насока на движење. Овој шок е видлив преку Истражувачот на НАСА,[20]Wide-field Infrared Survey Explorer. Формирањето на овој лачен удар може да се објасни со стапка на загуба на маса од околу 1,1⋅10−7 пати поголема од масата на Сонцето годишно, што е еднакво на масата на Сонцето на секои девет милиони години.
Традиционални имиња
ζ Змијоносец била член на домородниот арапски астеризам ел-Насак ел-Јамани, „Јужна линија“ на ел-Насакан „двете линии“,[21] заедно со α Змија (Unukalhai), δ Змија, ε Змија, δ Змијоносец, ε Змијоносец и γ Змијоносец.[22]
Според каталогот на ѕвезди во Техничкиот меморандум 33-507 – Каталог со намалена ѕвезда што содржи 537 именувани ѕвезди, ел-Насак ел-Јамани или Насак Јамани било името за две ѕвезди: δ Змија како Насак Јамани I и ε Змија како Насак Јамани II (исклучете ја оваа ѕвезда, α Змија, δ Змијоносец, ε Змијоносец и γ Змијоносец).[23]
На кинески ,天市右垣, што значи Десен ѕид на небесниот маркет, се однесува на астеризам кој претставува единаесет стари држави во Кина што ја означува десната граница на заградата, која се состои од ζ Змијоносец, β Херкул, γ Херкул, κ Херкул, γ Змија, β Змија, α Змија, δ Змија, ε Змија, δ Змијоносец и ε Змијоносец.[24][25][26][27][28]
Белешки
↑Апсолутната величина на Зета Змијоносец, на растојание од 140,45 парсеци, е −4.2.[6] Ставајќи го во равенката Mabs−5+5×log(растојание (сг)/3.26), дава резултат од 1.54.
↑ 4,04,1Cousins, A. W. J. (1984). „Standardization of Broadband Photometry of Equatorial Standards“. South African Astronomical Observatory Circulars. 8: 59. Bibcode:1984SAAOC...8...59C.
↑Wielen, R.; и др. (1999). „Sixth Catalogue of Fundamental Stars (FK6). Part I. Basic fundamental stars with direct solutions“. Veröff. Astron. Rechen-Inst. Heidelb. Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg. 35 (35): 1. Bibcode:1999VeARI..35....1W.
↑ 7,07,1Repolust, T.; Puls, J.; Herrero, A. (2004). „Stellar and wind parameters of Galactic O-stars. The influence of line-blocking/blanketing“. Astronomy and Astrophysics. 415 (1): 349–376. Bibcode:2004A&A...415..349R. doi:10.1051/0004-6361:20034594.
↑Hutter, D. J.; Tycner, C.; Zavala, R. T.; Benson, J. A.; Hummel, C. A.; Zirm, H. (2021). „Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. III. A Magnitude-limited Multiplicity Survey of Classical Be Stars“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 257 (2): 69. arXiv:2109.06839. Bibcode:2021ApJS..257...69H. doi:10.3847/1538-4365/ac23cb. S2CID237503492Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
↑„The Colour of Stars“. Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 December 2004. Архивирано од изворникот 2019-09-04. Посетено на 21 November 2022.
↑Howarth, Ian D.; Goss, K. J. F.; Stevens, I. R.; Chaplin, W. J.; Elsworth, Y. (May 2014). „Amplitude variability in satellite photometry of the non-radially pulsating O9.5 V star ζ Oph“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 440 (2): 1674–1679. arXiv:1402.6551. Bibcode:2014MNRAS.440.1674H. doi:10.1093/mnras/stu398.
↑de Geus, E. J.; de Zeeuw, P. T.; Lub, J. (June 1989). „Physical parameters of stars in the Scorpio-Centaurus OB association“. Astronomy and Astrophysics. 216 (1–2): 44–61. Bibcode:1989A&A...216...44D.
