HE 0107-5240
Материал из Википедии — свободной энциклопедии
| HE 0107-5240 | |
|---|---|
| Звезда | |
 Крайне малометалличная звезда HE 0107-5240 | |
| Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
| |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
| Прямое восхождение | 01ч 09м 29,10с[1] |
| Склонение | −52° 24′ 20″ |
| Расстояние | 36 000 св. лет |
| Видимая звёздная величина (V) | 15,86 |
| Созвездие | Феникс |
| Астрометрия | |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | 2,414 ± 0,033 mas/год[2] |
| • склонение | −3,735 ± 0,035 mas/год[2] |
| Параллакс (π) | 0,0789 ± 0,0258 mas[2] |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | CEMP-no[6] |
| Показатель цвета | |
| • B−V | 0,82 |
| Физические характеристики | |
| Масса | 0,8[3] M⊙ |
| Возраст | 12−13 млрд [3][4] лет |
| Температура | 5100[5] K |
| Металличность | −5,3[3] |
| Коды в каталогах | |
| HE 0107-5240, 2MASS J01092916-5224341 | |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
 Информация в Викиданных ? | |
HE 0107-5240 — крайне малометалличная звезда II типа звёздного населения, находится на расстоянии около 36 тысяч световых лет от Солнца в созвездии Феникса. Масса объекта составляет около 80% массы Солнца. HE 0107-5240 обладает металличностью [Fe/H] = −5,2 ± 0,2, что соответствует относительному содержанию железа, равному 1/160000 содержания железа в Солнце. Поскольку металличность настолько мала, звезда должна была образоваться в числе самых первых звёзд населения II типа. Следовательно, возраст звезды должен быть очень велик, около 13 млрд лет. Наличие некоторого количества металлов, тем не менее, не даёт возможности отнести звезду к населению III типа, то есть к первому поколению звёзд, которые в термоядерных реакциях превращали первичный водород, гелий и литий в более тяжёлые элементы, такие как углерод, кислород и металлы.
HE 0107-5240 довольно мала по сравнению с другими звёздами ранней Вселенной, но это позволило объекту сохраниться до современной эпохи, поскольку массивные звёзды эволюционируют быстрее. Слишком малую массу звезды можно объяснить, предположив, что раньше звезда принадлежала двойной системе[7] [8].
HE0107-5240 была случайно обнаружена Норбертом Кристлибом и коллегами из Гамбургского университета в рамках совместного с Европейской южной обсерваторией обзора слабых квазаров на 1-м телескопе. Последующие наблюдения проводились на 2.3-метровом телескопе Обсерватории Сайдинг-Спринг, также были получены спектры высокого разрешения в Европейской южной обсерватории при наблюдении на VLT. В 2005 году была найдена вторая звезда с ещё меньшим содержанием железа, HE 1327-2326 ([Fe/H]=-5.4) в рамках того же обзора неба. В 2014 году была открыта еще менее металличная звезда SMSS J031300.36−670839.3[9].
Примечания
[править | править код]- ↑ A. Udalski; G. Pietrzynski; M. Szymanski; M. Kubiak; K. Zebrun; I. Soszynski; O. Szewczyk; L. Wyrzykowski (June 2003). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. Additional Planetary and Low-Luminosity Object Transits from the OGLE 2001 and 2002 Observational Campaigns". Acta Astronomica. 53: 133—149. arXiv:astro-ph/0306444. Bibcode:2003AcA....53..133U.
- ↑ 1 2 3 Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
- ↑ 1 2 3 N. Christlieb; et al. (2002). "A stellar relic from the early Milky Way". Nature. 419 (6910): 904-906. doi:10.1038/nature01142. Архивировано 23 октября 2019. Дата обращения: 4 ноября 2022.
- ↑ HE 0107-5240. Дата обращения: 4 ноября 2022. Архивировано 21 февраля 2022 года.
- ↑ N. Christlieb; et al. (2004). "HE 0107-5240, a Chemically Ancient Star. I. A Detailed Abundance Analysis". The Astrophysical Journal. 603 (2): 708-728. doi:10.1086/381237.
- ↑ Yoon J., Beers T. C., Placco V. M., Rasmussen K. C., Carollo D., He S., Hansen T. T., Roederer I. U., Zeanah J. Observational constraints on first-star nucleosynthesis. I. Evidence for multiple progenitors of CEMP-no stars (англ.) // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 2016. — Vol. 833. — P. 20–20. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.3847/0004-637X/833/1/20 — arXiv:1607.06336
- ↑ Lau, Herbert H. B.; Stancliffe, Richard J.; Tout, Christopher A. (2007). "Carbon-rich extremely metal poor stars: signatures of Population III asymptotic giant branch stars in binary systems". MNRAS. 378 (2): 563—568. arXiv:astro-ph/0703685. Bibcode:2007MNRAS.378..563L. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11773.x. S2CID 14996538.
((cite journal)): Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка) - ↑ Suda, Takuma; Aikawa, Masayuki; Machida, Masahiro N.; Fujimoto, Masayuki Y.; Iben, Icko, Jr. (2004). "Is HE 0107-5240 A Primordial Star? The Characteristics of Extremely Metal-Poor Carbon-Rich Stars". Astrophysical Journal. 611 (1): 476—493. arXiv:astro-ph/0402589. Bibcode:2004ApJ...611..476S. doi:10.1086/422135. S2CID 13040221.
((cite journal)): Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка) - ↑ S. C. Keller; M. S. Bessell; A. Frebel; A. R. Casey; M. Asplund; H. R. Jacobson; K. Lind; J. E. Norris; D. Yong; A. Heger; Z. Magic; G. S. Da Costa; B. P. Schmidt; P. Tisserand (2014). "A single low-energy, iron-poor supernova as the source of metals in the star SMSS J031300.36−670839.3". Nature. 506 (7489): 463—466. arXiv:1402.1517. Bibcode:2014Natur.506..463K. doi:10.1038/nature12990. ISSN 0028-0836. PMID 24509711. S2CID 4457295.
Ссылки
[править | править код]Text is available under the CC BY-SA 4.0 license; additional terms may apply.
Images, videos and audio are available under their respective licenses.
