Сигма Большого Пса

Сигма Большого Пса
Звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Одиночная звезда
Прямое восхождение 07ч 01м 43,15с[1]
Склонение −27° 56′ 5,39″[1]
Расстояние 1 120±70 св. год (340±20 пк)
Видимая звёздная величина (V) 3,47+0,04
−0,04[2]
Созвездие Большой Пёс
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +22,11[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −5,98[1] mas в год
 • склонение +4,59[1] mas в год
Параллакс (π) 2.91 ± 0.19 [1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) –5.14[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс K4III[5]
Показатель цвета
 • B−V +1.73[6]
 • U−B +1.88[6]
Переменность LC [2]
Физические характеристики
Масса 12,3 ± 0,1[7] M⊙
Радиус 420[4] R⊙
Возраст 16,4 ± 0,5 млн.[7] лет
Температура 3 750[4] K
Светимость 31 000[4] L⊙
Металличность +0.16[8]
Коды в каталогах

Унургуните, Unurgunite
Ba Сигма Большого Пса, σ Canis Majoris, Sigma Canis Majoris
Fl 13 Большого Пса, 13 Canis Majoris
CCDM J07017-2756A, FK5 1183, HD 52877, HIC 33856, HIP 33856, HR 2646, IRAS 06597-2751, PPM 251469, SAO 172797, 2MASS J07014314-2756051, GCRV 4625, IDS 06577-2747 A, N30 1529, PLX 1649, SRS 31183, TD1 8914, TYC 6531-3793-1, UBV 6927, WDS J07017-2756A

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Сигма Большого Пса, (σ Большого Пса, Sigma Canis Majoris, сокращ. Sig CMa, σ CMa), также имеющая собственное имя — Унургуните (Unurgunite)[9] — звезда в южном созвездии Большого Пса. Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 1 120 св. лет (340 пк.) от Солнца. Звезда имеет видимую звёздную величину +3.47m.

Имя звезды

σ Canis Majoris (латинизированный вариант Sigma Canis Majoris) является обозначением Байера.

Сигма Большого Пса носит традиционное название Унургуните. Название происходит из языка бурунгов, клана коренного народа малигунджи[англ.], живущего на северо-западе штата Виктория в Австралии, которые видели в нёй фигуру-предка, сражающегося с Луной, в окружении своих жён (звёзды Дельта и Эпсилон Большого Пса)[10][11].

В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу при МАС по звёздным именам (WGSN)[12] для каталогизации и стандартизации имён собственных звёзд. WGSN утвердил название Unurgunite для этой звезды 5 сентября 2017 года, и теперь оно включено в Список утверждённых МАС звёздных имён[9].

Свойства

Сигма Большого Пса — сверхгигант спектрального типа K4III, она принадлежит к тому типу звёзд, которые находится на поздних стадиях своего развития. Сама звезда начинала свою жизнь как горячий карлик спектрального класса B0.5 около 17 миллионов лет назад[13] Сигма Большого Пса закончила «горение» водорода в своём ядре от 300 000 до 1,5 миллионов лет назад[13] (в зависимости от своего текущего состояния), причём звёздный ветер унёс почти половину солнечной массы звезды[13].

Сейчас термоядерный синтез идёт только во внешних оболочках звезды, способствуя её расширению. Таким образом, звезда увеличилась в размере в 420 раз больше радиуса Солнца[4], то есть её радиус будет 1.95[14] а. е., что почти вдвое больше среднего расстояния от Земли до Солнца (несколько больше орбиты Марса). В настоящее время звезда излучает почти в 32 000[15] раз больше энергии, чем Солнце, при эффективной температуре около 3 877 К[8], что придаёт ей холодный оранжево-красный оттенок звезды М-типа[16].

Переменность

Сигма Большого Пса была отмечена как вероятная переменная звезда в перечне ярких южных звёзд, изучаемых в Южноафриканской астрономической обсерватории[17]. Её переменность была подтверждена в 1963 году[18], и она была официально внесена в каталог как переменная звезда[19]. Звезда классифицируется как медленная неправильная переменная типа LC, и её яркость колеблется между величинами +2,75m и +3,02m. Магнитное поле звезды имеет напряжённость ниже 1 Гс[20].

Предполагается, что звезда является членом рассеянного звёздного скопления Коллиндер 121 (к которому также принадлежат Везен и Омикрон1 Большого Пса), в котором звёзды движутся совместно[4], но эта принадлежность оспаривается[21].

Кандидат в сверхновые

Сигма Большого Пса также считается возможным кандидатом в сверхновые типа II. Современные приборы способны измерять поток нейтрино перед взрывом сверхновой, что может служить предупреждением о начале взрыва[22].

Возможный компаньон

Рядом с Сигмой Большого Пса может «наблюдаться» спутник 14-й величины, который находится всего в 10 секундах дуги, то есть это карлик спектрального класса K2, находящийся на расстоянии не менее чем 3 700 а.е. Ему требуется не менее 66 000 лет чтобы сделать один оборот по своей орбите. Однако наблюдения относительного движения за четверть века убедительно свидетельствует о том, что они, скорее всего, не связаны физически, а просто лежат на линии прямой видимости[13].

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5  (англ.) van Leeuwen, Floor (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752v1, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357 Note: see VizieR catalogue I/311 Архивировано 5 декабря 2012 года..
  2. ↑ 1 2  (англ.) N. N.; Samus; Durlevich, O. V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) (англ.) // VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S : journal. — 2009. — Vol. 1. — P. 02025. — Bibcode: 2009yCat....102025S.
  3. ↑  (англ.) Mermilliod, J. C.; Mayor, M.; Udry, S. (July 2008), "Red giants in open clusters. XIV. Mean radial velocities for 1309 stars and 166 open clusters", Astronomy and Astrophysics, 485 (1): 303—314, Bibcode:2008A&A...485..303M, CiteSeerX 10.1.1.30.7545, doi:10.1051/0004-6361:200809664
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6  (англ.) Levesque, Emily M.; et al. (August 2005), "The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought", The Astrophysical Journal, 628 (2): 973—985, arXiv:astro-ph/0504337, Bibcode:2005ApJ...628..973L, doi:10.1086/430901
  5. ↑  (англ.) Helmut A; Abt. Visual Multiples. IX. MK Spectral Types (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2008. — Vol. 176. — P. 216—217. — doi:10.1086/525529. — Bibcode: 2008ApJS..176..216A.
  6. ↑ 1 2  (англ.) J. R.; Ducati. VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system (англ.) // CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues : journal. — 2002. — Vol. 2237. — P. 0. — Bibcode: 2002yCat.2237....0D.
  7. ↑ 1 2  (англ.) Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (January 2011), "A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 410 (1): 190—200, arXiv:1007.4883, Bibcode:2011MNRAS.410..190T, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x{{citation}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  8. ↑ 1 2  (англ.) Mallik, Sushma V. (October 1998), "Chromospheric activity in cool stars and the lithium abundance", Astronomy and Astrophysics, 338: 623—636, Bibcode:1998A&A...338..623M
  9. ↑ 1 2  (англ.) Naming Stars. IAU.org. Архивировано 11 апреля 2020 года.
  10. ↑  (англ.) Hamacher, Duane W.; Frew, David J. An Aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae (англ.) // Journal of Astronomical History & Heritage : journal. — 2010. — Vol. 13, no. 3. — P. 220—234. — Bibcode: 2010JAHH...13..220H. — arXiv:1010.4610. Архивировано 24 ноября 2017 года.
  11. ↑ "IAU Approves 86 New Star Names From Around the World" (Press release). IAU.org. 2017-12-11. Архивировано 8 июля 2019. Дата обращения: 10 декабря 2018.
  12. ↑  (англ.) IAU Working Group on Star Names (WGSN). Дата обращения: 22 мая 2016. Архивировано 13 мая 2020 года.
  13. ↑ 1 2 3 4  (англ.) SIGMA CMA (Sigma Canis Majoris). Jim Kaler's STARS. Архивировано 4 ноября 2016 года.
  14. ↑ 1 солнечный радиус = 0.0046491 а.е., итого 420 × 0.00465 = 1.95.
  15. ↑  (англ.) Mallik, Sushma V. (December 1999), "Lithium abundance and mass", Astronomy and Astrophysics, 352: 495—507, Bibcode:1999A&A...352..495M
  16. ↑  (англ.) "The Colour of Stars", Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, December 21, 2004, Архивировано из оригинала 3 декабря 2013, Дата обращения: 16 января 2012
  17. ↑  (англ.) A. W. J.; Cousins. Bright variable stars in southern hemisphere (first list) (англ.) // The Observatory[англ.] : journal. — 1951. — Vol. 71. — P. 199. — Bibcode: 1951Obs....71..199C.
  18. ↑  (англ.) A. W. J.; Cousins. Red Variable Stars of Small Range Amongst the Bright Stars (англ.) // Monthly Notes of the Astron. Soc. Southern Africa : journal. — 1963. — Vol. 22. — P. 133. — Bibcode: 1963MNSSA..22..133C.
  19. ↑  (англ.) B. V.; Kukarkin; Kholopov, P. N.; Kukarkina, N. P.; Perova, N. B. 59th Name-List of Variable Stars // Information Bulletin on Variable Stars. — 1973. — Т. 834. — С. 1. — Bibcode: 1973IBVS..834....1K.
  20. ↑  (англ.) Grunhut, J. H.; et al. (November 2010), "Systematic detection of magnetic fields in massive, late-type supergiants", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 408 (4): 2290—2297, arXiv:1006.5891, Bibcode:2010MNRAS.408.2290G, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17275.x{{citation}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  21. ↑  (англ.) de Zeeuw, P. T.; et al. (January 1999), "A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations", The Astronomical Journal, 117 (1): 354—399, arXiv:astro-ph/9809227, Bibcode:1999AJ....117..354D, doi:10.1086/300682
  22. ↑  (англ.) K.; Asakura; Gando, A.; Gando, Y.; Hachiya, T.; Hayashida, S.; Ikeda, H.; Inoue, K.; Ishidoshiro, K.; Ishikawa, T.; Ishio, S.; Koga, M.; Matsuda, S.; Mitsui, T.; Motoki, D.; Nakamura, K.; Obara, S.; Oura, T.; Shimizu, I.; Shirahata, Y.; Shirai, J.; Suzuki, A.; Tachibana, H.; Tamae, K.; Ueshima, K.; Watanabe, H.; Xu, B. D.; Kozlov, A.; Takemoto, Y.; Yoshida, S.; Fushimi, K. KamLAND Sensitivity to Neutrinos from Pre-supernova Stars (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2016. — Vol. 818. — P. 91. — doi:10.3847/0004-637X/818/1/91. — Bibcode: 2016ApJ...818...91A. — arXiv:1506.01175.