Русская Википедия:Дзета Льва
Шаблон:Звезда Версия2 Дзета Льва, (ζ Льва, Zeta Leonis, сокращ. Zeta Leo, ζ Leo), также имеющая собственное имя — Адхафера (Шаблон:Lang-en)[1] — звезда в созвездии Льва. Звезда является второй (после Гаммы Льва) в лезвии «Серпа», астеризма, образованного из головы Льва[2]. Звезда наблюдается севернее 67° ю. ш. Лучшее время наблюдения — февраль[3].
Имя звезды
Дзета Льва (латинизированный вариант Шаблон:Lang-la) является обозначением Байера.
Звезда носит традиционное название Адхафера[4] (Шаблон:Lang-en), которое происходит от الضفيرة al-ðafīrah из арабского языка и означает «коса/завиток», ссылка на её положение в гриве льва. Однако, в другой работе[5] указывается, что имя «Адхафера» на самом деле относится к близлежащему созвездию Волосы Вероники, и был дан звезде Льва по ошибке, что часто встречается у тех, кто использовал звездные имена.
В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу при МАС по звездным именам (WGSN)[6] для каталогизации и стандартизации имен собственных звёзд. WGSN утвердила название Adhafera в своём первом бюллетене от июля 2016 года, и теперь оно включено в Список утвержденных МАС звёздных имен[4].
Свойства
Дзета Льва — гигант спектрального типа Шаблон:Скз. С 1943 года спектр этой звезды служит одной из устойчивых опорных точек, по которой классифицируются другие звезды[7]. Её видимая звёздная величина составляет +3,44m, что относительно немного для звезды, видимой невооруженным глазом. Тем не менее, она излучает в 85 больше энергии, чем Солнце[8]. Адхафера имеет в три раза большую массу, чем у Солнца[5] и радиус в шесть раз больше радиуса Солнца[8]. Вращаясь с экваториальной скоростью 72.4 километра в секунду (в 41 раз больше солнечной), этой звезде с тремя массами Солнца требуется менее шести дней, чтобы совершить полный оборот.
Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на Шаблон:Val (Шаблон:Val) от Солнца.
Двойственность
Дзета Льва образует визуально-двойную пару с оптическим спутником, который имеет видимую звёздную величину 5,90m. Эта звезда, известная как 35 Льва, отделена от Адхаферы на 325,9 угловых секунды при позиционном угле 340°[9][10]. Двойственность этой звезды открыл В. Я. Струве в 1836 год у. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[10]:
Год | Позиционный угол | Угловое расстояние | Видимая звёздная величина 1 компонента | Видимая звёздная величина 2 компонента | Спектральный класс |
1836 | 343° | 314,4 | 3,44m | 5,9m | F0III |
1990 | 340° | 325,9 |
Однако эти две звезды не образуют двойную звездную систему, так как 35 Льва находится всего в 100 световых годах от Земли, и таким образом, расстояние между этими двумя звезды примерно Шаблон:Val (Шаблон:Val) и звёзды просто лежат на прямой видимости, причем обе они движутся в разных направлениях[5]. Более слабая звезда — карликовый субгигант класса G (G1.5) имеет ту же температуру поверхности и цвет, что и Солнце. Она только начинает свою эволюцию в гигантскую звезду, она более массивна, чем Солнце и в 3,5 раза ярче[5].
Эволюция звезды
Гиганты класса F весьма редки, так как они совершают очень быстрый переход от стадии главной последовательности (где они когда-то «сжигали» сначала водород, а затем гелий в своих ядрах) до гигантского состояния (где они в конечном итоге «жуг» гелий и углеродом). Всего миллион лет назад Адхафера была карликом класса А (почти класса В). Теперь, с мертвым ядром, состоящим из гелия, она станет гигантской звездой класса K, оранжевого цвета, всего через миллион лет, а затем завершит свою эволюцию, потратив следующие 100 миллионов лет на расширение с 12 солнечных радиусов до красного гиганта класса M с радиусом, близким к радиусу орбиты Земли. В этот момент она запустит тройную гелиевую реакцию и на какое-то время звезда снова станет оранжевым гигантом. Затем у звезды возникнут сильнейшие пульсации, которые в результате дадут внешним слоям достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре такой туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, имеющий массу до 0,5—0,6 солнечных масс и диаметр порядка диаметра Земли[5].
Примечания
- ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>
; для сносокIAU-CSN
не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>
; для сносокproctor
не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>
; для сносокastromyth
не указан текст - ↑ 4,0 4,1 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>
; для сносокIAU-LSN
не указан текст - ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>
; для сносокkaler
не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>
; для сносокWGSN
не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>
; для сносокbaas25_1319
не указан текст - ↑ 8,0 8,1 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>
; для сносокaj135_1_209
не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>
; для сносокVizieR
не указан текст - ↑ 10,0 10,1 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>
; для сносокAlcyone
не указан текст