Зета Близнаци

Зета Близнаци ( ζ Geminorum, скратено Зета Gem, ζ Gem) — светла ѕвезда со компоненти на кластерот, далечни оптички компоненти и веројатен спектроскопски партнер во зодијачкото соѕвездие Близнаци - на нејзиниот југ, на левата „нога“ на близнакот Полукс. Тоа е класична променлива ѕвезда на Кефеидите, од кои над 800 биле пронајдени во нашата галаксија. Како такви, нејзината редовна пулсација и сјајност (докажано во својата класа дека одговараат) и нејзината релативна близина значи дека ѕвездата е корисен калибратор во пресметувањето на скалата за вселенско растојание. Врз основа на мерењата на паралаксата, таа е оддалечена приближно 1.200 светлосни години од Сонцето.
Зета Близнаци е примарна или „А“ компонента на систем со повеќе ѕвезди означен како WDS J07041+2034. Го носи традиционалното име Мекбуда.
1 Номенклатура
''ζ Близнаци'' (латинизирано во ''Zeta Geminorum'') претставува нејзина Бајерова ознака. WDS J07041+2034 A е нејзината ознака во Вашингтонскиот каталог на двоѕвезди. Ознаките на двете компоненти како WDS J03158-0849 Aa и Ab произлегуваат од конвенцијата што ја користи Вашингтонскиот каталог за повеќекратни системи (ВКП) за повеќе ѕвездени системи и усвоен од Меѓународниот астрономски сојуз (МАС).
Зета Близнаци го носела традиционалното име ''Мекбуда'', од арапска фраза што значи „свиткана шепа на лавот“. Во 2016 година, Меѓународниот астрономски сојуз организиралРаботна група за имиња на ѕвезди (РГИЅ) за да ги каталогизира и стандардизира соодветните имиња за ѕвездите. РГИЅ одлучила да им припише соодветни имиња на поединечни ѕвезди наместо на цели системи. Го одобрила името ''Мекбуда'' за компонентата WDS J07041+2034 Aa на 12 септември 2016 година и денеска ѕвездата е вклучена во списокот со имиња на ѕвезди одобрени од МАС.
На кинески ,zh, што значи ''Па (астеризам)'' се состои од осум ѕвезди во Близнаци: Зета, Му, Гама, Ну, Кси, Епсилон, 36 и Ламбда.
2 Историја на набљудување
Во 1844 година, германскиот астроном Јулиус Шмит открил дека Зета Близнаци варира во осветленоста со период од околу 10 дена, иако била осомничена за варијабилност уште во 1790 година. Било забележано дека е поврзана со класата на променливи ѕвезди Кефеиди, иако често се третирала како прототип на сопствената класа, Близнаци, поради несиметрична светлосна крива.
Во 1899 година, американскиот астроном Вилијам Кембел објавил дека ѕвездата има променлива радијална брзина. (Оваа варијација била независно откриена од рускиот астроном Аристарх Белополски, објавена во 1901 година.) Врз основа на неговите набљудувања, Кембел подоцна објавил орбитални елементи. Сепак, тој открил дека кривата отстапува од кеплерската орбита, па дури и предложил дека станува збор за троен ѕвезден систем за да ги објасни неправилностите. Периодичната варијација во радијалната брзина на променливите Кефеиди подоцна била објаснета како резултат на пулсирањата во атмосферата на ѕвездата.
Периодичноста на ѕвездата сама по себе е променлива, тренд првпат забележан од германскиот астроном Пол Гутник во 1920 година, кој се сомневал дека промената на периодот е резултат на придружник кој орбитира. Во 1930 година, данскиот астроном Аксел Нилсен сугерирал дека промената е резултат на постојано намалување од околу 3,6 секунди годишно во тој период.
3 Придружници
Зета Близнаци има три видливи придружници познати уште од 19 век и наведени во Каталогот со двојни ѕвезди како B, C и D. Во поново време, наведен е можен спектроскопски придружник, биле каталогизирани дополнителни бледи ѕвезди во близина, а дифузно јато било идентификувано во близина на Зета Близнаци.
Најсветлата ѕвезда во близина, WDS J07041+2034 C, е со светлинска величина 7,6 HD 268518, оддалечена 91,9 инчи во времето кога била откриена во 1779 година и 101,3 инчи оддалечена во 2008 година. Тоа е објект во преден план, само една десетина од растојанието од Зета Близнаци и ѕвезда со високо правилно движење што се движи брзо во споредба со подалечните ѕвезди. Таа е ѕвезда од главната низа G1, и е многу слична на сонцето.
Најблискиот видлив придружник е WDS J07041+2034 D, ѕвезда со 12-та светлинска величина, измерена на оддалеченост од 67,8" во 2008 година. Била оддалечена 80" кога првпат била измерена во 1905 година. Се појавува на небото помеѓу Зета Близнаци и компонентата C, но е подалечен објект од било кој друг.
WDS J07041+2034 B е ѕвезда со 11-та светлинска величина, оддалечена 76,0" во 1831 година и 87,4" во 2008 година. Самиот е спектроскопски бинарен систем, иако малку се знае за двете компоненти. Комбинираниот спектар е од ѕвезда од главната низа F4. Се смета дека е физички поврзан со суперџинот примарно и член на јато ѕвезди околу Зета Близнаци.
Комбинацијата од фотометрија, спектроскопија и астрометрија идентификувала 26 ѕвезди оддалечени приближно 355 парсеци, кои најверојатно се членови на родното јато Зета Близнаци. Најсјајните се доцните џиновски ѕвезди B и раните A, како што се ѕвездите со 7-ма светлинска величина HD 49381 и HD 50634, додека најслабите откриени членови на јатото се ѕвезди од главната низа од класа F од 12-та светлинска величина вклучувајќи WDS J07041+2034 B.
4 Својства
За Зета Близнаци е пријавено дека е спектроскопска бинарност врз основа на набљудувањата на месечевното прикривање, но тоа не е потврдено со други методи.
Примарната на Зета Близнаци (WDS J07041+2034 Aa) е класична кефеидна променлива која претрпува редовни, периодични варијации во осветленоста поради радијалните пулсирања. Во опсегот V, привидната величина варира помеѓу максимум од 3,68 и најниска од 4,16 (со средна вредност од 3,93) во период од 10,148 дена. Овој период на варијација се намалува со брзина од 3,1 секунди годишно, или 0,085 секунди по циклус. Спектралната класификација варира помеѓу F7Ib и G3Ib во текот на пулсирачкиот циклус. Исто така, делотворната температура на надворешната обвивка варира помеѓу 5.780 К и 5.260 К, додека полупречникот варира од 61 до 69 пати од Сончевиот полупречник. Во просек, зрачи околу 2.900 пати поголема сјајност од онаа на Сонцето.
Членството во кластер обезбедува независна валидација на растојанија утврдени со помош на неодамнешниот вселенски телескоп „Хабл„ и Хипаркос. Ова силно го ограничува растојанието на ѕвездата: парсеци. Затоа, ѕвездата е важен калибратор за односот на кефеидскиот период-сјајност што се користи за воспоставување на скалилата на вселенско растојание. Паралаксата на Gaia Data Release 2 од сугерира дека растојанието е кон горниот крај на овој опсег и има споредлива маргина на грешка.