Гамма Ворона носила традиционное имя Джиенах, восходящее к арабскому языку. Улугбек назвал её «الجناح الغراب اليمن» («аль-джанах аль-гираб аль-яман»), что означает «правое крыло вороны», хотя на современных картах она соотносится с левым крылом. Звезда Эпсилон Лебедя также носит это традиционное имя, а Гамма Ворона называлась Джиенах Ворона или Джиенах Гураб, чтобы отличить её от звезды в Лебеде.
В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по названиям звёзд[22] для каталогизации и стандартизации собственных названий звёзд. WGSN заявляет, что в случае нескольких звёзд в системе название следует понимать как относящееся к наиболее яркому компоненту[23]. WGSN одобрила для Гаммы Ворона название Джиенах (Gienah). 6 ноября 2016 года оно внесено в «Каталог названий звёзд» Международного астрономического союза[9]. При этом Эпсилону Лебедя с целью различения этих двух звёзд присвоено название Альджанах (Aljanah).
В китайской астрономии существует астеризм Колесница[англ.]軫宿 (Zhěn Sù), который состоит из Гаммы, Эпсилона, Дельты и Беты Ворона[24]. Соответственно, сама Гамма Ворона известна как Первая звезда колесницы (宿 一 一 (Zhěn Sù yī) 軫宿一 (Zhěn Sù yī)[25].
Описание
Гамма Ворона A — гигантская звезда спектрального класса B8III[26][27] и массой примерно в 4,2 раза больше массы Солнца. Звезда имеет сине-белый оттенок[28] и температуру 12 400 К, примерно такую же, как и у гораздо более яркого сверхгигантаРигеля в Орионе. Спектр звезды обнаруживает аномально высокое содержание ртути и марганца, что позволяет отнести её к так называемым ртутно-марганцевым звёздам[29]. Тем не менее, есть и другие элементы, которые показывают большее или меньшее изобилие[30]. Эта химическая особенность в более или менее стабильной звёздной атмосфере, скорее всего, вызвана разделением элементов в процессе диффузии и гравитационного осаждения[29]. Подобная особенность звезды была обнаружена сравнительно недавно, потому что её довольно высокая скорость вращения — 150 км/с на экваторе — искажала её спектр.
С расстояния в 165 световых лет звезда светит в 355 раз ярче Солнца, из чего можно вычислить диаметр, который в четыре раза больше солнечного. Голубые гиганты никак по своим свойствам не напоминают свои более холодные красные аналоги. Хотя проэволюционировавший гигант по-прежнему близок к «главной последовательности», но уже находится либо на самых последних стадиях водородной термоядерной реакции, либо полностью прекратил синтез, и теперь его гелиевое ядро находится в состоянии схлопывания. В течение следующих нескольких миллионов лет Гамма Ворона A станет красным гигантом.
У Гаммы Ворона A есть подтверждённый звёздный спутник, Гамма Ворона B, с массой примерно 0,8 солнечной, который может обращаться по орбите на расстоянии около 50 а.е. за 158 лет. Фотометрия для Гаммы Ворона B предполагает спектральную классификацию в диапазоне K5-M5V. Пара звёзд не разрешается прямыми наблюдениями, они являются спектрально-двойными.
↑ (англ.)Hessman F. V.; et al. (2010). "On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets". arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR]. {{cite arXiv}}: Явное указание et al. в: |author= (справка)
↑ (кит.) 香港太空館 — 研究資源 — 亮星中英對照表(кит.). Дата обращения: 19 апреля 2017. Архивировано из оригинала 30 января 2011 года., Hong Kong Space Museum.
↑ (англ.)Houk, Nancy (1978), "Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars", Michigan Catalogue of Two-dimensional Spectral Types for the HD Stars. Volume 4, 4, Ann Arbor: Dept. of Astronomy, University of Michigan, Bibcode:1988MSS...C04....0H
↑ (англ.)Cousins, A. W. J. (1984), "Standardization of Broadband Photometry of Equatorial Standards", South African Astronomical Observatory Circulars, 8: 59, Bibcode:1984SAAOC...8...59C
↑ (англ.)"The Colour of Stars", Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, 21 декабря 2004, Архивировано 10 марта 2012 Источник (неопр.). Дата обращения: 19 апреля 2017. Архивировано из оригинала 3 декабря 2013 года.
↑ 12 (англ.)Adelman, S. J.; et al. (February 2006), "Elemental abundance analyses with DAO spectrograms. XXIX. The mercury-manganese stars 53 Tau, β Tau, γ Crv, and υ Her", Astronomy and Astrophysics, 447 (2): 685–690, Bibcode:2006A&A...447..685A, doi:10.1051/0004-6361:20053581
↑ (англ.)Fremat, Y.; Houziaux, L. (April 1997), "Elemental abundances in the Hg-Mn star γ Corvi", Astronomy and Astrophysics, 320: 580–585, Bibcode:1997A&A...320..580F