Alnitak
 Alnitak (sağ alt köşede) ve Alev Bulutsusu. | |
| Gözlem verisi Dönem J2000.0 Ekinoks J2000.0 | |
|---|---|
| Takımyıldız | Avcı |
| Galaktik enlem (b) | -16,58517589[1]° |
| Galaktik boylam (l) | 206,45217979[1]° |
| Sağ açıklık (α) | 05sa 40d 45,52666s[2] |
| Dik açıklık (δ) | −01° 56′ 33,2649″[2] |
| Görünür büyüklük (V) | Aa: 2,03[3] Ab: 4[4] B: 4,2[4] |
| Görünür büyüklük (B) | A: 1,55[5] B: 4,2[6] |
| Görünür büyüklük (J) | A: 2,21[5] |
| Sınıflandırma | |
| Tayfsal sınıf | Aa: O9.7Ib[7] |
| U−B renk ölçeği | A: -1,07[8] |
| B−V renk ölçeği | A: -0,21[8] |
| R−I renk ölçeği | A: -0,20[8] |
| Tayfsal sınıf | Ab: O9[4] |
| Tayfsal sınıf | B: B0III[6] |
| Astrometri | |
| Dikey hız () | 18.50 ± 1.30[9] km/s |
| Özdevinim (μ) | RA: 3,19 ± 0,59[9] mys/y Dec.: 2,03 ± 0,26[9] mys/y |
| Iraklık açısı (π) | 4,43 ± 0,64[9] mys |
| Uzaklık | 815[10] Iy |
| Mutlak büyüklük (V) | Aa: -4,95 Ab: -2,93 B: -2,73 |
| Özellikler | |
| Kütle (m) | Aa: 28[4] Ab: 23[4] B: 14[11] M☉ |
| Yarıçap (r) | Aa: 20[12] Ab: ? B: ? R☉ |
| Aydınlatma gücü | Aa: 80.000[13] Ab: ? B: 1.100[14] L⊙ |
| Yüzey kütle çekimi (log g) | Aa: 3,2 ± 0,1[3] Ab: ? B: ? cgs |
| Sıcaklık | Aa: 31.500 ± 1000[15] Ab: ? B: 24.000 K |
| Dönüş hızı () | Aa: 123[16] Ab: ? B: ? km/s |
| Yaş | 6 milyon[11] |
| Katalog belirtmeleri | |
Alnitak • ζ Orionis • 50 Orionis • 126 G. Orionis • HR 1948/9 • BD −02°1338 • HD 37742 • SAO 132444 • HIP 26727 • TD1 5127 • 參宿一. | |
Alnitak (Zeta Orionis, 50 Orionis), Avcı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 815 ışık yılı uzaklıkta bulunan üçlü yıldız sistemidir. Mintaka (Delta Orionis) ve Alnilam (Epsilon Orionis) ile birlikte bu üç yıldız, eski kültürler arasında pek çok isimle de bilinen Avcı'nın Kuşağı'nı oluştururlar.
Alnitak'ın birleşik görünen parlaklığı 1,74 kadirdir ve Avcı'nın en parlak 5. yıldızıdır. Sistemin ana bileşeni, çok sıcak ve çok parlak olan O-tipi mavi süperdev bir yıldızdır.
Gözlem tarihi
Alnitak, Avcı'nın Kuşağı'nın bir bileşeni olarak antik çağlardan beri bilinen bir yıldızdır ve yaygın bir kültürel öneme sahipti. 1819 yılında, amatör Alman gök bilimci George K. Kunowsky tarafından çift yıldız olarak belirtilmiştir. 1970'lerde NSII (Narrabri Stellar Intensity Interferometer) ile yapılan gözlemlerde parlak birincil bileşene eşlik eden bir yıldızdan şüphelenilmişti. 1998 yılında Lowell Gözlemevi'nden bir ekip, ikincil bileşenin varlığını doğrulamıştır. Başlangıçta uzaklığının 1.500 ışık yılı civarında olduğu düşünülmekteydi, fakat Hipparcos uydusuyla elde edilen ıraklık açısı verileri bu mesafenin kabaca yarısı kadar olabileceğini göstermiştir.
Sistem ve özellikler
Alnitak Aa
Alnitak üç bileşenden oluşan bir çoklu yıldızdır. Ana bileşen Alnitak Aa, 31.500 K[15] yüzey sıcaklığına sahip olan O-tipi[7] mavi ve sıcak bir süperdev yıldızdır. Güneş'ten 28 kat daha fazla bir kütleye[4] ve 20 kat daha fazla bir yarıçapa[12] sahiptir. Alnitak Aa, büyük kütleli ve çok parlak bir yıldızdır. Görünür ışıktaki aydınlatma gücü, Güneş'ten 10.500 kat daha fazladır.[14] Ancak çok sıcak olan bu yıldız, radyasyonun büyük bölümünü morötesi dalga boyunda yayar ve bu faktör göz önüne alındığında aydınlatma gücü Güneş'ten 80.000 kat daha fazla olur.[13]
Büyük bir yıldız olan Alnitak Aa'nın çok kısa bir ömrü vardır. Muhtemelen sadece 6 milyon yıllık bir yaşı olmasına rağmen,[11] çekirdeğindeki hidrojenin büyük bir kısmını tüketmiştir. Tıpkı Betelgeuse gibi kırmızı süperdev bir yıldız olmaya hazırlanan Alnitak Aa, bu sürecin sonunda bir süpernova olarak patlayacaktır.
Alnitak B
1819 yılından bu yana ana yıldızın bir arkadaşı olduğu bilinmektedir. O yıl, amatör Alman gök bilimci George K. Kunowsky tarafından çift yıldız olarak tanımlanmıştı.[17] Alnitak B, ana yıldızdan 2,3 yay-saniye[4] ile ayrılan B-tipi[6] mavi-beyaz bir dev yıldızdır. Görünen parlaklığı 4,2 kadir[6] olan yıldız, ana yıldıza bu kadar yakın olmasaydı Dünya'dan çıplak gözle fark edilebilecekti.
Çiftin yörüngesi, ortak bir kütle merkezi etrafında yaklaşık 1.500 yıldan daha fazladır.[14] Yörünge son derece eksantriktir (e=0,07[18]) ve bizim bakış açımızdan yörünge eğikliği 72,0°[18] yi bulur.
Güneş'ten 14 kat daha fazla bir kütleye sahiptir[11] ve morötesi radyasyon da göz önüne alındığında aydınlatma gücü Güneş'ten 1.100 kat daha fazla olur.[14]
Alnitak Ab
70'li yıllardan beri ana bileşenin spektroskopik ikili olduğu düşünülmüştü.[19] 1998 yılında, Lowell Gözlemevi'nce yapılan interferometrik ölçümleri temel alan bilim adamlarından oluşan bir ekip tarafından doğrulanmıştır.[4] Sistemin bu bileşeni Alnitak Ab olarak adlandırılır ve Alnitak Aa'dan sadece 42 yay-saniye[4] ile ayrılır. Alnitak Ab'nin özellikleri tam olarak bilinmiyor, ancak Alnitak Aa ile benzer bir tayfa sahip olması gerektiği düşünülmektedir. Bu yüzden, O-tipi bir yıldız olarak sınıflandırılır.[4] Görünen parlaklığı 4 kadir[4] olan yıldız, daha parlak olan ana yıldıza bu kadar yakın olmasaydı Dünya'dan çıplak gözle fark edilebilecekti.
Alnitak Ab'nin kütlesinin 23 M☉[4] ve aydınlatma gücünün 1.300 L☉[14] olduğu kabul edilir. Büyük bir kütleye sahip ve görece olarak birbirlerine yakın olan iki bileşenin, yörünge süresinin birkaç yıl olabileceği düşünülebilir (Lowel Gözlemevi ekibinin tahmini 7,6 yıldır).[4]
Alnitak C?
Alnitak A'dan 57 yay-saniye ile ayrılan, aydınlatma gücü 13 L☉[14] ve Görünen parlaklığı 9 kadir[4] olan başka bir yıldız daha görünmektedir. Ancak, kütleçekimsel olarak muhtemelen bu sisteme bağlı değildir.[14]
Etimoloji ve kültürel önemi
Geleneksel adı olan Alnitak, Arapça النطاق an-niṭāk'dan gelmektedir ve "kuşak" anlamına gelir. Alternatif olarak Al Nitak veya Alnitah olarak da yazılmıştır.[17]
Avcı'nın Kuşağı
Bu üç kuşak yıldızı topluca, pek çok kültür tarafından ve pek çok isimle bilinmekteydi. Arapçada; El Nijād "Kuşak", El Nasak "Çizgi", El Alkāt "Altın Taneleri veya Fındıklar" ve modern Arapçada El Mīzān el H•akk "Doğru Ölçekli Işın" terimleriyle belirtilir. Çin mitolojisinde "Işın Tartısı" olarak bilinmekteydi.[17] Kuşak, ayrıca üç yıldız konağı olarak (basitleştirilmiş: 参宿; geleneksel: 參宿; pinyin: Shēn Xiù) Çin takımyıldızlarındaki Yirmi-sekiz konaktan biridir. Beyaz Kaplan'ın batıdaki konaklarından birisidir.
Kaynakça
- ^ a b "Extended Hipparcos Compilation (XHIP) (Anderson, 2012)". 5 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Eylül 2013.
- ^ a b "CCDM J05408-0156AB -- Double or multiple star SIMBAD". 12 Nisan 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Eylül 2013.
- ^ a b S. A. Voels, B. Bohannan, D. C. Abbott, D. G. Hummer (1989). "Photospheres of hot stars. III - Luminosity effects at spectral type 09.5". Astrophysical Journal. Cilt 340. s. 1073-1090. doi:10.1086/167459. Erişim tarihi: 6 Mart 2011.
- ^ a b c d e f g h i j k l m n C. A. Hummel, N. M. White, N. M.; Elias, A. R. Hajian, T. E. Nordgren (2000). "ζ Orionis A is a Double Star". The Astrophysical Journalcilt=540. s. L91-L93. doi:10.1086/312882. Erişim tarihi: 1 Mart 2011.
- ^ a b "HR 1948 -- Emission-line Star SIMBAD". 22 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Eylül 2013.
- ^ a b c d "HR 1949 -- Star in double system SIMBAD". 19 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Eylül 2013.
- ^ a b A. J. J. Raassen, K. A. van der Hucht, N. A. Miller, J. P. Cassinelli (2007). "XMM-Newton observations of ζ Orionis (O9,7 Ib): a collisional ionization equilibrium model". Astronomy and Astrophysics. Cilt 478. s. 513-520. doi:10.1051/0004-6361:20077891. Erişim tarihi: 1 Mart 2011.
- ^ a b c "VizieR Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Hoffleit+, 1991)". 6 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Eylül 2013.
- ^ a b c d "Ashland Astronomy Studio - Alnitak (HIP 26727)". 4 Ekim 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Eylül 2013.
- ^ "The Hipparcos Catalogue". 29 Ekim 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Mart 2011.
- ^ a b c d "Alnitak by Jim Kaler". 25 Temmuz 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Kasım 2010.
- ^ a b H. Remie, H. J. G. L. M. Lamers (1982). "Effective temperatures, and radii of luminous O and B stars - A test for the accuracy of the model atmospheres". Astronomy and Astrophysics. Cilt 105. s. 85-97. Erişim tarihi: 1 Mart 2011.
- ^ a b H. J. G. L. M. Lamers, C. Leitherer (1993). "What are the mass-loss rates of O stars?". Astrophysical Journal. Cilt 412. s. 771-791. doi:10.1086/172960. Erişim tarihi: 5 Mart 2011.
- ^ a b c d e f g "Alnitak 3 SOLSTATION". 18 Nisan 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Mart 2011.
- ^ a b A. Feldmeier, J. Puls, A. W. A. Pauldrach (1997). "A possible origin for X-rays from O stars". Astronomy and Astrophysics. Cilt 322. s. 878-895. Erişim tarihi: 6 Mart 2011.
- ^ L. Penny (1996). "Projected Rotational Velocities of O-Type Stars". Astrophysical Journal. Cilt 463. s. 737-746. doi:10.1086/177286. Erişim tarihi: 6 Mart 2011.
- ^ a b c Allen, Richard Hinckley (1963) [1899]. Star-names and their meanings. New York, NY: Dover Publications. s. 314. ISBN 1-931559-44-9.
- ^ a b "Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars". 28 Eylül 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Mart 2011.
- ^ R. Hanbury Brown, J. Davis, L. R. Allen (1974). "The angular diameters of 32 stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 167. s. 121-136. 21 Ocak 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Mart 2011.
