PROFILPELAJAR.COM

Dabih

Dabih (β Cap,β Capricorni, Beta Togʻtaka) — Togʻtaka yulduz turkumidagi bir nechta yulduz tizimi. Arab tilidan tarjima qilinganda Dabih nomi qassob degan maʼnoni anglatadi, arabcha nakshatra saʼd ad-dabih — „kesuvchining baxti“ (qassob, qurbonlik) soʻzidan kelib chiqqan. Ekliptika yaqinida joylashgan Dabih oy va vaqti-vaqti bilan sayyoralar bilan qoplanishi mumkin[1][2].

Vizual qoʻshaloq tizim

Yorqinroq komponent  β¹ Togʻtakaning aniq kattaligi +3,05 m, zaifroq komponent β² Togʻtakaning aniq kattaligi +6,09 m. Ular bir-biridan 3,5  burchak masofasi  va kamida 21 000  daqiqasi bilan ajralib turadi (0,34 yorugʻlik yili).Ular bir-biridan 3,5 yoy daqiqasi va kamida 21 000 AU burchak masofasi bilan ajralib turadi (0,34 yorugʻlik yili). β²  Togʻtakasi asosiy yulduz atrofida toʻliq aylanish uchun taxminan 700 000 yil talab qiladi. Komponentlarning har biri ham bir nechta tizimdir. Tizimning murakkabligi tufayli bir nechta tizimning mavjudligi uchun bir nechta sxemalar taklif qilindi. Eng keng tarqalgan „koʻp tizimlar katalogi“da keltirilgan[3][4].

β¹ Togʻtaka

β¹ Togʻtaka eng murakkab tizim, Spektral tadqiqotlar, agar toʻgʻri talqin qilinsa, tizim kamida uchta komponentdan iborat ekanligini koʻrsatadi. Ular orasida dominant  β Togʻtaka Aa hisoblanadi: koʻrinadigan kattaligi +3,08 m boʻlib, u K spektral tipidagi toʻq sariq yorqin gigantdir. Uning hamrohi β Togʻtaka Ab — B spektrli sinfining asosiy ketma-ketligi yulduzi-koʻrinadigan qiymatga ega + 7,20 m. Ular bir-biridan 0,05 yoy sekund (5 AU) burchak masofasi bilan ajratilgan va orbital davri 3,77-yil[5].

β Togʻtaka Aa sirt harorati 4900 K, diametri quyoshnikidan 35 marta va yorqinligi quyoshnikidan 600 marta katta. β Togʻtaka Ab ning yana bir koʻrinmas sunʼiy yoʻldoshi — β Togʻtaka Ac mavjud boʻlib, u atrofida 8,7 kunlik davr bilan aylanadi. βTogʻtaka Aa ham kichik sunʼiy yoʻldoshga ega, deb ishonish uchun asos bor[6][7].

β² Togʻtaka

β² Togʻtaka zaifroq  komponenti boʻlib oddiyroq va koʻproq oʻrganilgan. Bu qoʻsh yulduz boʻlib, uning yorqinroq komponenti β Togʻtaka B koʻrinadigan kattaligi +6,1 m boʻlib, A spektral turidagi oq gigant boʻlib, Quyoshdan 40 marta yorqinroq porlaydi. β Togʻtaka B juda gʻayrioddiy, chunki atmosferada gʻayritabiiy darajada katta miqdordagi simob va marganets topilgan.Bundan tashqari, undan 3 yoy soniya uzoqlikda joylashgan β Togʻtaka C yoʻldoshi bor[8][9].

Mumkin komponentlar

β¹ Togʻtaka Djon Gershel tomonidan ikki yulduz ochildi. Ular 112 burchak soniyasida β¹ Togʻtakalardan ajralib turadi va ular optik jihatdan ikkilanganmi yoki β Togʻtaka tizimiga tegishlimi, aniq emas. Shunga qaramay, baʼzan ular D va E β Togʻtaka bilan belgilanadi[10].

Manbalar

  1. ↑ Ducati J. R. Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system (англ.) — 2002. — Vol. 2237.
  2. ↑ Ginestet N., Carquillat J. M. Spectral Classification of the Hot Components of a Large Sample of Stars with Composite Spectra, and Implication for the Absolute Magnitudes of the Cool Supergiant Components (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — American Astronomical Society, 2002. — Vol. 143, Iss. 2. — P. 513–537. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/342942
  3. ↑ Koleva M., Vazdekis A. Stellar population models in the UV. I. Characterisation of the New Generation Stellar Library (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 538. — P. A143. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201118065 — arXiv:1111.5449
  4. ↑ Bernacca P. L., Perinotto M. A catalogue of stellar rotational velocities: I. Main sequence single stars. II. Main sequence spectroscopic binaries and eclipsing systems. (англ.) — 1970. — Vol. 239. — P. 1.
  5. ↑ Tokovinin, A. A. MSC - a catalogue of physical multiple stars // A&AS. — 1997. — Т. 124. — С. 75—84. — DOI:10.1051/aas:1997181.
  6. ↑ „Dabih (Jim Kaler, Stars)“ (deadlink). 2006-yil 24-avgustda asl nusxadan arxivlangan. (англ.)
  7. ↑ Uesugi A., Fukuda I. Catalogue of rotational velocities of the stars (англ.) — 1970. — Vol. 189.
  8. ↑ Houk N., Smith-Moore M. Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars (англ.) — 1988. — Vol. 4.
  9. ↑ Bailey J. D., Landstreet J. D., Landstreet J. Abundances determined using Si ii and Si iii in B-type stars: evidence for stratification (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2013. — Vol. 551. — P. A30. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201220671 — arXiv:1301.3050
  10. ↑ Smith K. C., Dworetsky M. M. Elemental abundances in normal late-B and HgMn stars from co-added IUE spectra. I. Iron-peak elements (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 1993. — Vol. 274. — P. 335–355. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846

Content Disclaimer

Informasi ini disarikan dari Wikipedia dan disajikan kembali untuk tujuan edukasi. Konten tersedia di bawah lisensi CC BY-SA 3.0. Kami tidak bertanggung jawab atas ketidakakuratan data yang bersumber dari kontribusi publik tersebut.

  1. The information displayed on this website is sourced in part or in whole from Wikipedia and has been adapted for the purpose of restating it. We strive to provide accurate and relevant information, however:
  2. There is no guarantee of absolute accuracy. Wikipedia is an open, collaborative project that can be edited by anyone, so information is subject to change.
  3. It is not intended to constitute professional advice. The content displayed is for informational and educational purposes only. For important decisions (e.g., medical, legal, or financial), please consult a professional.
  4. Content copyright. Wikipedia is licensed under the Creative Commons Attribution-ShareAlike License (CC BY-SA). This means that content may be reused with appropriate attribution and shared under a similar license.
  5. Responsible use. Any risk arising from the use of information from this website is entirely the responsibility of the user.