Zeta Yavrusu - Zeta Puppis
  | |
| Gözlem verileri Epoch J2000 Ekinoks J2000 |
|
|---|---|
| takımyıldız | kukla |
| Sağ yükseliş | 08 sa 03 m 35.1 s |
| sapma | -40° 00′ 11,6″ |
| Görünen büyüklük (V) | 2.25 |
| özellikleri | |
| spektral tip | O4If(n)p |
| U−B renk indeksi | -1.09 |
| B-V renk indeksi | -0,27 |
| Değişken tipi | Şüpheli α Cyg |
| astrometri | |
| Doğru hareket (μ) | RA: -27,91 mas / yıl Aralık .: 16.68 mas / yıl |
| Paralaks (π) | 3,01 ± 0,10 mas |
| Mesafe | 1.080 ± 40 ly (330 ± 10 adet ) |
| Mutlak büyüklük (M V ) | -6.23 |
| Detaylar | |
| Yığın | 56,1 milyon ☉ |
| yarıçap | 14-26 R ☉ |
| Parlaklık (bolometrik) | 813.000 L ☉ |
| Yüzey ağırlığı (log g ) | 3.5-3.9 cgs |
| Hava sıcaklığı | 40.000 K |
| Metallik [Fe/H] | 0.34 deks |
| Dönme hızı ( v sin i ) | >220 km/s |
| Yaş | 3.2 Myr |
| Diğer tanımlamalar | |
| Veritabanı referansları | |
| SİMBAD | veri |
Zeta Pupa ( Pupa ζ kısaltılmış, Zeta Pup , ζ Pup resmen adlandırılır), Naos / n aʊ s / , bir olan yıldız içinde takımyıldızı içinde Pupa .
Spektral sınıf O4, bunun en iyi biridir anlamına gelir ve en parlak, çıplak gözle görülebilir yıldız. Gökyüzünün çıplak gözle görülebilen az sayıdaki O-tipi yıldızlarından biri ve aynı zamanda Dünya'ya en yakın olanlardan biridir . Samanyolu'ndaki en parlak yıldızlardan biri olan mavi bir üstdevdir . Görsel olarak Güneş'ten 10.000 kat daha parlaktır , ancak yüksek sıcaklığı, radyasyonunun çoğunun ultraviyole içinde olduğu ve bolometrik parlaklığının Güneş'inkinin 500.000 katından fazla olduğu anlamına gelir. Aynı zamanda Dünya'dan görünen büyüklük açısından en parlak 72. yıldızdır .
Naos, yıldızın her yıl kütlesinin milyonda birinden fazlasını ya da bir süre boyunca Güneş tarafından yaklaşık 10 milyon kez saçıldığını gören, 2.500 km/s'de ölçülen son derece güçlü bir yıldız rüzgarına sahip olmasıyla O-tipi yıldızlar için tipiktir. karşılaştırılabilir zaman dilimi.
isimlendirme
ζ Puppis ( Latince olarak Zeta Puppis'e çevrilmiştir ) yıldızın Bayer unvanıdır .
Yunanca ναύς "gemi" kelimesinden ve Arapça Suhail Hadar'dan (سهيل هدار, muhtemelen "kükreyen parlak gemi" anlamına gelen) Naos adını taşır . 2016 yılında, Uluslararası Astronomi Birliği , yıldızlar için uygun isimleri kataloglamak ve standart hale getirmek için Yıldız İsimleri üzerine bir Çalışma Grubu (WGSN) düzenledi . WGSN , 21 Ağustos 2016'da bu yıldız için Naos adını onayladı ve şimdi IAU Yıldız İsimleri Kataloğu'na girdi.
adaş
USS Naos (AK-105) , adını yıldızdan alan bir Birleşik Devletler Donanması Krater sınıfı kargo gemisiydi .
Fiziksel özellikler
Zeta Puppis, nadirliği ve Dünya'ya göreceli yakınlığı nedeniyle kapsamlı bir şekilde incelenmiştir, ancak fiziksel parametreleri ve uzaklığı hala çok az bilinmektedir. Samanyolu galaksisindeki ve dış galaksilerdeki diğer yüksek parlaklığa sahip yıldızların mesafesini netleştirerek kozmik mesafe merdiveninde değerli bir adım olacaktır .
Spektral tip O4If(n)p'dir. O4, tipik olarak 40.000-44,000K olan, sıcak, hidrojen yakan bir yıldızı gösterir. "f", spektrumun, bir şekilde evrimleşmiş sıcak O yıldızlarında nadir olmayan ve tipik olarak 468.6 nm He II tayf çizgisinin bileşik emisyon ve absorpsiyon profili ile tanımlanan iyonize Helyum ve Nitrojen emisyon hatlarına sahip olduğunu gösterir . "n" (bulutsu için), yıldızın bu durumda ekvatorda 220 km/s'nin üzerinde hızlı dönüşünden kaynaklanan genişlemiş absorpsiyon çizgilerini gösterir. "p", özelliğin genel bir spektral göstergesidir. Spektral karakterlerin bu kombinasyonu olağandışıdır çünkü evrimleşmiş sıcak yıldızların güçlü bir yıldız rüzgarı tarafından frenlendikten sonra nispeten yavaş dönmeleri beklenir ve Samanyolu'nda bu türden sadece 8 yıldız bilinmektedir. Standart spektral parlaklık gösterge çizgileri kendine özgü olduğundan ve bu yıldız türü tam olarak modellenemediğinden, tayf tipi fiziksel parametrelerin belirlenmesini zorlaştırır. Gelişmiş Helyum ve Azot ve daha düşük yüzey yerçekimi, sıfır yaş ana dizisinden bir dereceye kadar evrimi gösterir ve Zeta Puppis bir üstdev olarak sıralanır.
Zeta Puppis'in açısal boyutu interferometrik olarak 0,41 mas, fotometrik olarak 0,38 mas olarak ölçülmüştür. Bilinen bir mesafe, parlaklık ve kütle gibi diğer karakterleri sınırlayacak olan yıldızın gerçek boyutunu doğrudan verecektir. Zeta Puppis'in mesafesine ilişkin yayınlar, dinamik ölçümlere veya paralaksa dayalı olarak yaklaşık 300pc'den, fiziksel modellemeye dayalı olarak 600pc'nin üzerine kadar değişmektedir. Bu, Güneş'in 550.000 ila 800.000 katı parlaklık, Güneş'in 22.5 ila 56 katı kütle ve Güneş'in 14 ila 26 katı arasındaki yarıçap tahminlerine yol açar. Gözden geçirilmiş Hipparcos paralaks değeri, yıldızın gözlenen özelliklerinden beklenenden çok daha düşük, 335 parsek (1.093 ly) ± %4'lük bir mesafe verir.
Zeta Puppis'in değişken olduğu bildirildi ve şüpheli bir Alpha Cygni değişkeni olarak sınıflandırıldı . Bir günden daha kısa zaman dilimlerinde H a spektral çizgi profillerinde ve x-ışını parlaklığındaki değişiklikleri gösterir .
Helyum
1896'da Williamina Fleming , tam tamsayılar yerine yarım tamsayılar kullanıldığında Rydberg formülüne uyan Zeta Puppis'ten gizemli spektral çizgiler gözlemledi . Daha sonra bunların iyonize helyumdan kaynaklandığı bulundu .
Menşei
Zeta Puppis'in doğum yeri için erken öneriler, çok genç Vela R2 yıldız birliği yaklaşık 800pc ve Vela OB2 birliği 450pc idi. Her iki köken de tatmin edici değildir. Vela OB2 ilişkisi Zeta Puppis'ten çok daha eskiyken ve uzay hızı bu kümeye geri dönmezken, 800pc'lik bir mesafe anormal derecede yüksek bir parlaklık gerektirir.
Birçok fiziksel model ve orijinal Hipparcos paralaks ölçümleri, yaklaşık 450pc'lik bir mesafe değerine yol açtı, ancak revize edilmiş Hipparcos indirgemesi, 333pc'ye yakın çok daha düşük bir mesafe verdi. Yakın tarihli bir dinamik çalışma, Trumpler 10 OB derneğinden kaynaklanan Zeta Puppis'e yaklaşık 300pc'de işaret ediyor, ancak bu aynı zamanda çok daha eski bir küme ve fiziksel modeller hala 450-600pc'lik bir mesafeye yol açıyor.
Zeta Puppis, yüksek bir uzay hızı ve çok yüksek bir dönme hızı gösterir ve ikili bir sistemdeki bir süpernovadan kaynaklanan kaçak bir yıldız olduğu, muhtemelen Sakız Bulutsusu'nun atasıdır, ancak bunu destekleyen kanıtlar azdır.