Ню Октанта (ν Октанта, Nu Octantis, ν Octantis , сокращ. nu Oct, ν Oct ), — спектрально-двойная звезда в южном созвездии Октанта . Ню Октанта имеет видимую звёздную величину +3,73 ^m , и, согласно шкале Бортля , видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе ( англ. Inner-city sky ).

Из измерений параллакса , полученных во время миссии Gaia , известно, что звезда удалена примерно на 63,3 св. лет ( 19,4 пк ) от Земли . Звезда наблюдается южнее , то есть видна южнее оз. Чад , южнее шт. Карнатака ( Индия ), о. Миндоро , о. Бекия (арх. Гренадины ), южнее стратовулкана Косигуина ( Никарагуа ) и залива Фонсека . Видна в южной приполярной области неба круглый год .

Ню Октанта движется весьма быстро относительно Солнца : её радиальная гелиоцентрическая скорость практически равна 34 км/с , что более чем в 3 раза больше скорости местных звёзд Галактического диска , а также это значит, что звезда удаляется от Солнца . Звезда приблизилось к Солнцу на расстояние 41 св. год 396 000 лет назад, когда оно имело яркость до величины 2,59 ^m (то есть светило примерно как Дельта Льва светит сейчас). По небосводу звезда движется на юго-восток .

Средняя пространственная скорость Ню Октанта имеет компоненты (U, V, W)=(6,4, −39.8, −12.3) , что означает U= 6,4 км/с (движется по направлению к галактическому центру ), V= −39,8 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W= −12,3 км/с (движется в направлении галактического южного полюса ). Галактическая орбита Ню Октанта находится на расстоянии от 19 788 св. лет до 28 316 св. лет от центра Галактики .

Имя звезды

Ню Октанта ( латинизированный вариант лат. Nu Octantis ) является обозначением Байера , данное звезде Лакайлем в 1754 году . Хотя звезда и имеет обозначение ν ( Ню — 13-я буква греческого алфавита ), однако сама звезда — 1-ая по яркости в созвездии .

Обозначения компонентов как Ню Октанта AB вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем , и принятого Международным астрономическим союзом (МАС) .

Свойства двойной звезды

Ню Октанта— это довольно близкая (звёзды не видны в телескоп ) пара звёзд. Обе звезды отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,052 ″ , что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 2,63 а.е. и периоду обращения по крайней мере, 1051 дн. или 2,88 лет (для сравнения радиус орбиты астероида Фидес равен 2,64 а.е. и период обращения равен 4,3 года (подобный большой период обращения связан с тем, что Солнце имеет меньшую массу, чем звезда Ню Октанта A)). У орбиты довольно большой эксцентриситет , который равен 0,2368 (почти вдвое больший, чем у того же астероида Фидес ). Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 2,00 а.е. , то удаляются на расстояние 3,25 а.е. Наклонение в системе довольно велико и составляет 70,8 ° .

Если мы будем смотреть со стороны Ню Октанта B на Ню Октанта A, то мы увидим оранжевую звёзду, которая светит с яркостью от −27,41 ^m , то есть с яркостью 1,85 светимости Солнц (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~1,20° , то есть угловой размер звезды почти в 2,4 раза больше углового размера нашего Солнца . С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Ню Октанта A на Ню Октанта B, то мы увидим оранжевую звёздочку, которая светит с яркостью −21,91 ^m , то есть с яркостью 0,01 светимости Солнц . Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~0,11° , что составляет 22,3 % диаметра нашего Солнца . Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

	В периастре ( 2,00 а.е. )				В апоастре ( 3,25 а.е. )
	m	${\displaystyle L_{\bigodot }}$	D°	${\displaystyle D_{\bigodot }}$ %	m	${\displaystyle L_{\bigodot }}$	D°	${\displaystyle D_{\bigodot }}$ %
A→B	-22,51	0,02	0,16	32 %	-21,45	0,007	0,1	20 %
B→A	-28,01	3,20	1,57	314 %	-26,95	1,21	0,97	193,5 %
m — видимая звёздная величина ; ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ — светимость, выраженная в светимостях Солнца ; D° — угловой диаметр звезды выраженный в градусах (угловой диаметр Солнца — 0,5°); ${\displaystyle D_{\bigodot }}$ % — диаметр звезды выраженный в процентах от диаметра Солнца ;

Свойства компонента A

Ню Октанта A — судя по её спектральному классу K1III является оранжевым гигантом , то есть вместо водорода ядерным «топливом» в ядре звезды уже служит гелий , а сама звезда сошла с главной последовательности . Звезда, в таком случае, будет излучать энергию со своей внешней атмосферы при температуре порядка 4860 К что будет придавать ей характерный оранжевый цвет звезды спектрального класса K .

Масса звезды ещё в XX веке определялась как 1,04 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ . Однако уже в XXI веке , после более точного измерения орбиты, по законам Кеплера её масса стала считаться равной 1,61 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ . А это значит, что исходя из теории звёздной эволюции, звезда начала свою жизнь как звезда главной последовательности спектрального класса A , а более конкретно A9V . Таким образом, тогда её радиус должен был быть равен 1,55 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ , а температура её поверхности должна была быть порядка 7100 К . Светимость звезды тогда была 5,5 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ . Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле , получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 2,35 а. е. , но в данной звёздной системе это невозможно. Итак в настоящее время звезда эволюционирует: её радиус увеличивается, а температура поверхности падает.

В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1967 году и поскольку звезда двойная , то скорее всего измерялся радиус наиболее яркого компонента. Данные об этих измерениях приведены в таблице.

Радиус звезды Ню Октанта, измеренный напрямую

Год	m	Спектр	D ( mas )	R абс ( ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ )	Комм.
1967	3.75	K0III	—	7.6
1969	3.29	K0III	2.9	12

Сейчас мы знаем, что радиус составляет 5,9 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ , то есть измерение 1967 года было наиболее адекватным, но не точным. Светимость Ню Октанта A равна 17,53 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ , что совсем не много для настоящего гиганта .

Поверхностная гравитация , чьё значение равно 2,0 СГС или 100 м/с ² , то есть в 2,74 раза меньше, чем на Солнце ( 274,0 м/с ² ). также указывает на то, что звезде есть куда эволюционировать, впереди у неё ещё несколько десятков миллионов лет жизни, поскольку у красных гигантов значение поверхностной гравитации равно ~ 1,5 СГС . Скорость вращения у Ню Октанта A в общем солнечная и равна 2,0 км/с , что даёт период вращения звезды — 153,4 или порядка 5 месяцев .

К сожалению, не известен точный текущий возраст системы который определён как 2,5- 3 млрд. , но известно, что звёзды с массой 1,61 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ живут на главной последовательности порядка 2,64 млрд. лет . Таким образом, через несколько десятков миллионов лет Ню Октанта A станет красным гигантом . При чём в этой фазе своего существования она может поглотить Ню Октанта B, возможно, произведя вспышку, подобную новой звезде , а затем, сбросив внешние оболочки, она станет белым карликом .

Свойства компонента B

Звезда Ню Октанта B, судя по её массе, которая равна 0,585 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ является оранжевым карликом спектрального класса , скорее всего, K8V то есть водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», а сама звезда нахолится на главной последовательности . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при температуре порядка 4000 К что будет придавать ей характерный оранжевый цвет Её радиус должен быть порядка 0,6 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ , а светимость порядка 0,1 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ .

Планетная система

В 2009 году была выдвинута гипотеза, что система содержит как минимум одну экзопланету , основанную на возмущениях в орбитальном периоде . Простое решение было быстро исключено , но ретроградная орбита остаётся возможным решением, хотя вместо этого изменения в спектре могут быть связаны с тем, что вторичная звезда сама по себе является близкой двойной системой , поскольку образование планеты в такой системе будет затруднено из-за динамических возмущений .

Таким образом, Ню Октанта имеет одну неподтверждённую планету, газовый гигант с обозначением Ню Октанта b . Нарушения в спектре более крупной звезды предполагают, что планета вращается вокруг родительской звезды за 1,14 года на расстоянии 1,3 а.е. Её приблизительная масса составляет 2.1 массы Юпитера . Эксцентриситет орбиты в четыре раза меньше, чем у Ню Октанта B и равен 0,086.

Если мы будем брать систему всю Ню Октанта, то увидим, что два объекта « резонируют » в соотношение 2:5: планета делает 5 оборотов вокруг Ню Октанта A, а Ню Октанта B делает 2 оборота. Такая планета имела бы крайне нестабильную орбиту, и трудно понять, как она могла бы существовать (в отличие от случая с 16 Лебедя B b , где две звезды имеют гораздо большее расстояние друг от друга). Существуют и другие возможности для спектральных возмущений, и реальность планеты ещё не подтверждена .

Планета	Масса ( M J )	Радиус ( R J )	Период обращения ( дней )	Большая полуось орбиты ( а. е. )	Эксцентриситет орбиты	Наклонение орбиты
	2,1059	—	414,8	1,276	0,086	112,5°

История изучения кратности звезды

В 1978 году английские астрономы Морган, Беддос , Скаддан и Даймти англ. Morgan B.L., Beddoes D.R., Scaddan R.J. and Dainty J.C. открыли методами спекл-интерферометрии двойственность Ню Октанта, то есть был открыл компонент AB и звёзды вошли в каталоги как BLM 6 . Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд , параметры этих компонентов приведены в таблице :

Компонент	Год	Количество измерений	Позиционный угол	Угловое расстояние	Видимая звёздная величина компонента I	Видимая звёздная величина компонента II
AB	1976	1	331°	0.1″	3.73 m	—

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Ню Октанта есть спутник (компонент AB), звезда, находящаяся на очень малом угловом расстоянии , которое она меняет, двигаясь по эллиптической орбите и она, несомненно, настоящий компаньон.

Ближайшее окружение звезды

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет от звезды Ню Октанта (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5 ^m ) и примечательные звёзды). Их спектральные классы приведены на фоне цвета этих классов (эти цвета взяты из названий спектральных типов и не соответствуют наблюдаемым цветам звёзд):

Звезда	Спектральный класс	Расстояние, св. лет
	F9.5V	9.57
HD 1237	G6 V	14.46
	M2e V	17.34

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет , есть ещё порядка 10 красных , оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M, а также 3 белых карлика , которые в список не попали.

Примечания

Комментарии

Источники

Ссылки

• (англ.)