Interested Article - Эпсилон Весов

isla
  • 2021-02-23
  • 1

Эпсилон Весов (ε Весов, Epsilon Librae, ε Librae , сокращ. Eps Lib, ε Lib ) — двойная звезда в зодиакальном созвездии Весов . Эпсилон Весов имеет видимую звёздную величину +4.922 m , и, согласно шкале Бортля , видна невооружённым глазом на пригородном/городском небе ( англ. Suburban/urban transition).

Из измерений параллакса , полученных во время миссии Hipparcos , известно, что звезда удалена примерно на 102 св. лет (31,2 пк ) от Земли . Звезда наблюдается южнее 80° с.ш. , то есть видна южнее Гренландского моря , южнее о-ов. Западного Шпицбергена , Нортбрука и Миена , ( Канадский Арктический архипелаг ), то есть видна практически на всей территории обитаемой Земли , за исключением приполярных областей Арктики . Лучшее время для наблюдения — май .

Средняя пространственная скорость Эпсилон Весов имеет компоненты (U, V, W)=(-5.3, -22.7, -12.9) , что означает U= −5,3 км/с (движется по направлению от галактического центра ), V= −22,7 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W= −12,9 км/с (движется в направлении галактического южного полюса ).

Эпсилон Весов движется довольно быстро относительно Солнца : её радиальная гелиоцентрическая скорость равна −10 км/с , что равно скорости местных звёзд Галактического диска , а также это значит, что звезда приближается к Солнцу . Звезда приблизится к Солнцу на расстояние 94,6 св. лет через 422 000 лет . По небосводу звезда движется на юго-запад .

Имя звезды

Эпсилон Весов ( латинизированный вариант лат. Epsilon Librae) является обозначениями Байера , данные звёздам в 1603 году . Хотя звезды и имеет обозначение ε ( Эпсилон — 5-я буква греческого алфавита ), однако сами звезды — 13-я по яркости в созвездии . 31 Весов ( латинизированный вариант лат. 31 Librae) является обозначением Флемстида .

Свойства кратной системы

Эпсилон Весов Aa и Эпсилон Весов Ab являются близкой парой спектрально-двойных звёзд , период вращения которых равен 226,9437 дн. . Большая полуось орбиты считается равной, 0,85192 а.е. , но это не верное значение поскольку она бала рассчитана для массы 1,6 M ⨀ {\displaystyle M_{\bigodot }} , а её истинная масса меньше на ~36% и равна 1,17 M ⨀ {\displaystyle M_{\bigodot }} , а отсюда большая полуось орбиты равна, 0,77 а.е. У системы довольно большой эксцентриситет , который равен 0,43 . Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 0,67 а.е. (радиус орбиты Венеры равен 0,72 а.е. ), то удаляются на расстояние 1,1 а.е. . Наклонение в системе не очень велико и составляет 52.6° , как это видится с Земли .

Видимую звездную величину можно оценить исходя из следующих значений: для звезды с массой 1,17 M ⨀ {\displaystyle M_{\bigodot }} на расстоянии 31,2 пк она будет равна +6,46 m , а для звезды с массой 0,41 M ⨀ {\displaystyle M_{\bigodot }} будет равна +11,6 m . Таким образом, если мы будем смотреть со стороны Эпсилон Aa Весов на Эпсилон Ab Весов, то мы увидим красную звездочку, которая светит с яркостью -23,01 m , то есть с яркостью 12,8 Лун в полнолуние . Причём угловой размер звезды будет — 0,29° , что составляет 58% углового размера нашего Солнца . Если же мы будем смотреть со стороны Эпсилон Ab Весов на Эпсилон Aa Весов, то мы увидим жёлто-белую звёзду, которая светит с яркостью -28,15 m , то есть с яркостью 3,65 Солнц . Причём угловой размер звезды будет — 1,67° , то есть в 3,4 раза больше нашего Солнца . Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

В периастре (0,67 а.е. ) В апоастре (1,1 а.е. )
m L ⨀ {\displaystyle L_{\bigodot }} D° D ⨀ {\displaystyle D_{\bigodot }} % m L ⨀ {\displaystyle L_{\bigodot }} D° D ⨀ {\displaystyle D_{\bigodot }} %
Aa→Ab -23,31 4% ~0,33° ~67% -22,24 1,5% ~0,20° 40,7%
Ab→Aa -28,45 482% ~1,92° ~385% -27,38 179% ~1,17° ~234,5%

Возраст Эпсилон Весов равен 1,5 млрд. . Однако, этот возраст занижен, поскольку звезда уже переходит к стадии субгиганта . Также известно, что звёзды с массой равной 1,17 живут на главной последовательности примерно 6,44 млрд. лет . Затем звезда, переёдёт на стадию красного гиганта , на которой она задержится не более чем на несколько сотен тысяч лет, сбросит внешние оболочки, которые будет наблюдаться порядка 10 000 млн.лет в виде планетарной туманности , а затем станет средним по массе белым карликом .

Свойства Эпсилон Весов Aa

Эпсилон Весов Aa — проэволюционировавшая карликовая звезда спектрального класса F3V , также это указывает на то, что водород в ядре звезды пока ещё служит ядерным «топливом», но звезда уже сходит с главной последовательности .

Масса звезды вычислена из законов Кеплера и равна 1,17 M ⨀ {\displaystyle M_{\bigodot }} . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 6552 К , что придаёт ей характерный жёлто-белый цвет. Её светимость равна 9,3 L ⨀ {\displaystyle L_{\bigodot }} .

В связи с большой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1972 году . Поскольку звезда двойная, то измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Эпсилон Весов, измеренный напрямую
Год m Спектр D ( mas ) R абс
( R ⨀ {\displaystyle R_{\bigodot }} ) 		Комм.
1972 4.93 F5V 0,67 1.50
1984 4.91 F5V 0,50 0.95

Eё радиус в настоящее время, после миссии Gaia оценивается в 2,42 R ⨀ {\displaystyle R_{\bigodot }} , то есть радиус звезды расширился, поскольку звезда начинает переходить к стадии субгиганта . Таким образом, измерения оба измерения 1972 года и 1984 года были неточными. Звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для карлика , переходящего в стадию субгиганта 4,13 СГС или 135 м/с 2 , то есть составляет 49% от солнечного значения(274,0 м/с 2 ).

Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, и Эпсилон Весов Aa имеет значение металличности равное +0,09 , то есть 123% от солнечного значения, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из других областей Галактики , где было довольно много металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря более плотному звёздному населению и большему количеству сверхновых звёзд .

Эпсилон Весов вращяется со скоростью, как минимум, в 5 раз больше солнечной и равной 10 км/с , что даёт период вращения звезды, по крайней мере, — 12,58 дней .

Свойства Эпсилон Весов Ab

Эпсилон Весов Ab, судя по его мссе, которая равна 0,41 M ⨀ {\displaystyle M_{\bigodot }} является красным карликом спектрального класса M2.5V , также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности .

Звезда должна излучать энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 3300 К , что будет придавать ей характерный красный цвет. Её светимость будет равна 0,019 L ⨀ {\displaystyle L_{\bigodot }} , а её радиус в настоящее время будет оценивается в 0,42 R ⨀ {\displaystyle R_{\bigodot }} .

Примечания

Комментарии
  1. Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. В XX веке эксцентриситет определялся в 0.68
  3. ↑ Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
    δ = 2 arctan ⁡ ( R S d S ) {\displaystyle \delta =2\arctan \left({\frac {R_{\mathrm {S} }}{d_{\mathrm {S} }}}\right)} , где R S — радиус звезды, выраженный в а.е. ; d S — расстояние до звезды, выраженное в а.е.
  4. В XX веке звезда классифицировалась как субгигант спектрального класса F5IV
  5. До полёта миссии Gaia радиус звезда определялся как 1,17 ± 0,02 R ⨀ {\displaystyle R_{\bigodot }}
Источники
  1. ↑ van Leeuwen, F. ( November 2007 ), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics (англ.) , 474 (2): 653—664, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  2. ↑ Celis, L. ( October 1975 ), "Photoelectric photometry of late-type variable stars", Astronomy and Astrophysics Supplement Series (англ.) , 22 : 9—17, Bibcode : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  3. Gontcharov, G. A. ( 2006 ), "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system", Astronomy Letters (англ.) , 32 (11): 759—771, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  4. ↑ Takeda, Yoichi; et al. ( February 2005 ), "High-Dispersion Spectra Collection of Nearby F--K Stars at Okayama Astrophysical Observatory: A Basis for Spectroscopic Abundance Standards", (англ.) ( (англ.) , 57 (1): 13—25, Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  5. ↑ Houk, N.; Swift, C. ( 1999 ), "Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD Stars", Michigan Spectral Survey , Ann Arbor, Michigan: Department of Astronomy, University of Michigan (англ.) , vol. 5, Bibcode : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |year= ( справка )
  6. ↑ Takeda, Yoichi ( April 2007 ), "Fundamental Parameters and Elemental Abundances of 160 F-G-K Stars Based on OAO Spectrum Database", (англ.) ( (англ.) , 59 (2): 335—356, Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  7. ↑ Katoh, Noriyuki; et al. ( February 2013 ), "Determination of Orbital Elements of Spectroscopic Binaries Using High-dispersion Spectroscopy", The Astronomical Journal (англ.) , 145 (2): 12, Bibcode : , doi : , 41. {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  8. ↑ Jancart, S. ( 2005 ), "Astrometric orbits of S B 9 stars", Astronomy and Astrophysics (англ.) , 442 (1): 365—380, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  9. Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H.; Fekel, F. C.; Hartkopf, W. I.; et al. ( 2004 ), "S B 9 : The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits", Astronomy & Astrophysics (англ.) , 424 (2): 727, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  10. ↑ (англ.) . .
  11. (англ.) . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database.
  12. , Schönrich R., , Ramírez I., Meléndez J., Bensby T., , (англ.) // Astronomy and Astrophysics / — EDP Sciences , 2011. — Vol. 530. — P. A138. — ISSN ; ; ; — —
  13. Takeda Y., Ohkubo M., , Kambe E., Sadakane K. (англ.) // — OUP , 2005. — Vol. 57. — P. 27–43. — ISSN ; —
  14. Takeda Y. (англ.) // — OUP , 2007. — Vol. 59, Iss. 2. — P. 335—356. — ISSN ; —
  15. Yoichi T., Bun’ei Sato, Kambe E., Masuda S., Izumiura H., Watanabe E., Ohkubo M., Yanagisawa K., Yasaka Y., Honda S. et al. (англ.) // — OUP , 2005. — Vol. 57, Iss. 1. — P. 13—25. — ISSN ; —
  16. Bernacca P. L., Perinotto M. (англ.) — 1970. — Vol. 239. — P. 1.
  17. ↑ (рус.) . Каталог ярких звезд .
  18. ↑ Anderson, E.; Francis, Ch. ( 2012 ), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters (англ.) , 38 (5): 331, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |year= ( справка )
  19. ↑ (англ.) . .
  20. (англ.) . .
  21. (англ.) . .
  22. Malaroda, S. ( August 1975 ), "Study of the F-type stars. I. MK spectral types", Astronomical Journal (англ.) , 80 : 637—641, Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  23. (англ.) . .
  24. (англ.) . .
  25. Pasinetti-Fracassini, L. E.; et al. ( February 2001 ), "Catalog of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS)", Astronomy and Astrophysics (англ.) (3rd ed.), 367 : 521—524, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  26. ↑ Kaltenegger, L.; Traub, W. A. Transits of Earth-like Planets (англ.) // The Astrophysical Journal : рец. науч. журнал . — IOP Publishing , 2009. — Vol. 698 , no. 1 . — P. 519—527 . — doi : . — Bibcode : .

Ссылки

  • (англ.)

isla
  • 2021-02-23
  • 1

Same as Эпсилон Весов

The title for the last searches