Эта Девы (η Девы, Eta Virginis, η Virginis, , сокращ. Eta Vir, η Vir ) — кратная звезда в зодиакальном созвездии Девы , к западу от Порримы , она зажата между небесным экватором и эклиптикой . Звезда — одна из ближайших ярких звёзд к небесному экватору , всего в 2/3° к югу от него и всего 5° к востоку от точки осеннего равноденствия , то есть той точки, где Солнце пересекает небесный экватор на своём пути на юг в сентябре . Эта Девы находится в 1,97° к северу от эклиптики , поэтому она может быть покрыта Луной и (редко) планетами . 12 октября 272 г. до н. э. древнегреческий астроном Тимохарис наблюдал покрытие звезды Венерой . Последнее покрытие планетой произошло 27 сентября 1843 года , также Венерой, которая снова покроет её 19 ноября . В двух градусах к северу от Эта Девы находится , типичная холодная углеродная звезда и одна из самых красных звёзд экваториального неба.

Эта Девы имеет видимую звёздную величину +3.89 ^m , и, согласно шкале Бортля , видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе ( англ. Inner-city sky ). Из измерений параллакса , полученных во время миссии Hipparcos , известно, что звезда удалена примерно на 265 св. лет ( 81 пк ) от Земли . Так как звезда расположена почти на небесном экваторе , то она видна практически на всей Земле . Лучшее время для наблюдения — март .

Средняя пространственная скорость Эта Девы имеет компоненты (U, V, W)=(−17.1, −19.8, −1.8) , что означает U= −23,11 км/с (движется по направлению от галактического центра ), V= −17,1 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W= −1,8 км/с (движется в направлении южного галактического полюса ).

Эта Девы движется довольно медленно относительно Солнца : её радиальная гелиоцентрическая скорость равна 2 км/с , что почти в 5 раз меньше скорости местных звёзд Галактического диска , а также это значит, что звезда удаляется от Солнца . Звезда приближалась к Солнцу на расстояние 245,2 св. лет 2,098 млн лет назад, когда она увеличивала свою яркость на 0,17 ^m до величины 3,72 ^m (то есть звезда светила примерно как Эпсилон Эридана светят сейчас). По небосводу звезда движется на юго-запад , проходя по небесной сфере 0,063 угловых секунд в год.

Имя звезды

Эта Девы ( латинизированный вариант лат. Eta Virginis ) является обозначением Байера , данным им звезде в 1603 году . Хотя звезда имеет обозначение η ( Эта — 7-я буква греческого алфавита ), однако, сама звезда — 10-я по яркости в созвездии . 15 Дева ( латинизированный вариант лат. 15 Virginis ) является обозначением Флемстида . У звезды также есть обозначение , данное ей Гулдом — 245 G. Девы ( латинизированный вариант лат. 45 G. Virginis ). Её собственное имя — Заниах ( араб. زاوية ‎, лат. Zaniah , / z ə ˈ n aɪ . ə / ), что означает «Угол» и происходит из того же источника, что и Завийява , причём первоначально оно относилось к Порриме . В каталоге звёзд «Calendarium» (англ.) ( эта звезда была названа «Тани Аль-Ауа» ( лат. Thanih al Aoua ), что на латынь было переведено как лат. Secunda Latratoris , что означает «вторая лающая (собака)» , поскольку Эта Девы относится к «Питомнику», состоящему из Порримы , Виндемиатрикса , Минелаува , Риджл аль Авва и Завийявы .

В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу при МАС по звёздным именам (WGSN) для каталогизации и стандартизации имён собственных звёзд . 12 сентября 2016 года WGSN присвоил имя « Zaniah » Эта Девы .

В (англ.) ( звезда относится к созвездию Небосвод Верховного дворца , а в нём к астеризму 太微左垣一 ( Tài Wēi Zuǒ Yuán yī , англ. the First Star of Left Wall of Supreme Palace Enclosure , что означает «Левая стена небосвода Верховного дворца», состоящему из Эта Девы, Гамма Девы , Дельта Девы , Эпсилон Девы и Альфа Волос Вероники . Следовательно, сама Эта Девы известна как 太微左垣一 ( Tài Wēi Zuǒ Yuán yī , англ. First Star of Left Wall of Supreme Palace Enclosure «Первая Звезда Левой стены небосвода Верховного дворца» , обозначая в астеризме звезду 左執法 ( Zuǒzhífǎ ), что означает «The Left Law Administrator» «Администратор закона, стоящий по левую руку» , который именно так и был расшифрован Р. Х. Алленом .

Обозначения компонентов как Эта Девы A и B вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем , и принятого Международным астрономическим союзом (МАС) .

Свойства кратной системы

Эта Девы — звезда, имеющая несколько спутников. Пара Эта Девы A и Эта Девы B являются широкой спектрально-двойной парой , в который компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,133 ″ , что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 10,532 а.е. и периоду обращения равному 21,61 года (для сравнения радиус орбиты Сатурна равен 9,048 а.е. и период обращения равен 29,46 года ). У орбиты весьма небольшой эксцентриситет , который равен 0,087 . Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 9,62 а.е. , то удаляются на расстояние 11,45 а.е. Наклонение в системе также не очень велико и составляет 50,6 ° .

Если мы будем смотреть со стороны Эта Девы B на Эта Девы A, то мы увидим пару бело-жёлтых звёзд, которые светят с яркостью −26,81 ^m (то есть практически с солнечной яркостью равной 1,06 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ ) и −25 ^m (то есть яркостью 0,2 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ ), соответственно, (в среднем, в зависимости от положения звёзд на орбите). Причём угловой размер звёзд (в среднем) будет — ~ 0,33° и ~ 0,085°, то есть угловой размер звезды составит 66 % и 17 % от углового размера нашего Солнца , соответственно. При этом максимальное угловое расстояние между звёздами будет 61,3°. С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны пары Эта Девы A на Эта Девы B, то мы увидим бело-жёлтую звёздочку, которая светит с яркостью −24,51 ^m , то есть с яркостью 0,13 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ . Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~0,08° , что составляет 16,2 % от диаметра нашего Солнца .

Свойства компонента A

Параметры орбиты пары Эта Девы Aa и Ab

Параметр		Значение
		1935	1992	2003	2011
Период	P	71,90 д.	71,79 д.	71,79 д.	71,79 д.
Большая полуось	a	—	—	7,36±0,6 mas	—
Эксцентриситет	e	0.34	0.272	0.244±0.007	0.2518
Наклонение	i	—	—	45,5±0,9 °	—
Аргумент перицентра	ω	191,6 °	200,9 °	—	197,96 °

Пара Эта Девы Aa и Эта Девы Ab является близкой спектрально-двойной звездой , в которой компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в 7,36 mas , что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 0,4588 а.е. и периоду обращения равному 71,79 дн. (для сравнения радиус орбиты Меркурия равен 0,39 а.е. и период обращения равен 88 дн. ). У орбиты достаточно большой эксцентриситет , который равен 0,244 . Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды то сближаются на расстояние 0,35 а.е. то удаляются на расстояние 0,57 а.е. Наклонение в системе не очень велико и составляет 45,5 ° , то есть почти равно наклонению пары AB, отличаясь на 5 ° .

Если мы будем смотреть со стороны Эта Девы Ab на Эта Девы Aa, то мы увидим бело-жёлтую звезду, которая светит с яркостью от −33,61 ^m , то есть с яркостью 560 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~7,59° , то есть угловой размер звезды будет в 15,17 раз больше углового размера нашего Солнца . С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Эта Девы Aa на Эта Девы Ab, то мы увидим бело-жёлтую звезду, которая светит с яркостью −31,81 ^m , то есть с яркостью 106,68 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ . Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~2,3° то есть угловой размер звезды будет в 4,6 раза больше углового размера нашего Солнца .

Свойства Эта Девы

Все три звезды являются карликами спектрального класса A . Одна или несколько звёзд могут быть слегка переменными: во время наблюдений яркость звезды колеблется на 0,07 ^m , изменяясь в пределах от 3,86 ^m до 3,93 ^m , без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды или звёзд несколько периодов), тип переменной, не определён, но, скорее всего звезда/звёзды является/являются — переменной звездой/звёздами типа Дельты Щита .

Возраст звезды Эта Девы напрямую не определён, однако известно, что звёзды с массой 2,5 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ живут на главной последовательности порядка 0,769 млрд лет , таким образом Эта Девы Aa уже скоро, через несколько сотен миллионов лет, станет красным гигантом , а затем, сбросив внешние оболочки, она станет белым карликом . Причём в этой фазе своего существования она, наверняка, поглотит Эта Девы Ab, возможно, произведя вспышку, подобную новой звезде , а вот до Эта Девы B она вряд ли «дотянется». Также известно, что звёзды с массой 1,66 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ живут на главной последовательности порядка 2,42 млрд лет , а затем Эта Девы B станет красным гигантом , а потом, сбросив внешние оболочки, она станет белым карликом .

Возможно, что тройная звёздная система не имеет ни одной планеты , поскольку гравитационные взаимодействия в системе не только не позволят существовать планетам на стабильных орбитах, но и не позволят сформироваться.

Свойства компонента Aa

Эта Девы Aa, судя по её массе, равной 2,5 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ , родилась как карлик спектрального класса A0V , но затем в процессе эволюции звезда несколько увеличила свой радиус и остыла. Также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности , однако звезда, по-видимому, собирается отказаться от своего водородного «горения» в ядре, если это ещё не произошло . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 9333 К , что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет. Её светимость известна по результатом миссии Gaia и равна 146,225 ± 5,797 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ .

В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1922 году Э. Герцшпрунгом , а поскольку звезда тройная то скорее всего измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Эта Девы Aa, измеренный напрямую

Год	m	Спектр	D ( mas )	R абс ( ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ )	Комм.
1922	4.00	A0	0,6	—
1972	3.88	A2V	0.59	2.2
1980	3.94	A2V	0. 53	1.7
1985	3.89	A2IV	0.63	—

Eё радиус в настоящее время, по результатам миссии Gaia оценивается в 6,56 +0,35
−0,72 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ , так что измерение 1972 года было наиболее адекватным, но не точным.

Звезда имеет поверхностную гравитацию более характерную для субгиганта / гиганта — 3,0 СГС или 10 м/с ² , что составляет 3,65 % от солнечного значения ( 274,0 м/с ² ), и это, по-видимому, может объясняться большой поверхностью звезды, при не такой уж большой массе.

Эта Девы Aa имеет металличность несколько большую по сравнению Солнцем и равную + 0,11 , то есть 128 % от солнечного значения, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из других областей Галактики , где было довольно много металлов, и рождена в молекулярном облаке благодаря большему по плотности звёздному населению и большему количеству сверхновых звёзд .

Эта Девы Aa вращается со скоростью в 9 раз больше солнечной и равной 18 км/с , что даёт период вращения звезды, по крайней мере, — 16 дней .

Свойства компонента Ab

Эта Девы Ab, судя по её массе, которая равна 1,89 , родилась как карлик спектрального класса A5V , что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 7880 К , что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A . Радиус подобных звёзд оценивается в 1,69 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ . Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана , можно узнать, что светимость звезды, равна 10 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ .

Свойства компонента B

Эта Девы B — судя по её массе, которая равна 1,66 , родилась как карлик спектрального класса A8V , что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 7300 К , что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A . Радиус подобных звёзд оценивается в 1,6 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ . Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана , можно узнать, что светимость звезды, равна 6,5 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ .

История изучения кратности звезды

В 1935 году Харпер В. ( англ. Harper, W. H. ) открыли спектральную двойственность звезды Эта Девы A. В 1976 году МакАлистер Х. ( англ. McAlister, H.A. ), методами спекл-интерферометрии открыли спектральную двойственность звезды Эта Девы, то есть им был открыл компонент AB и звёзды вошли в каталоги как MCA 37 .

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	90	152°	—	3.89 m	5.90 m
	2018		253°	—

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Эта Девы есть спутники: компонент B, звезда 6-й величины, а также сама звезда Эта Девы A является спектрально двойственной звездой .

Эта Девы наблюдалась в течение нескольких десятков лет, как при спектроскопических , так и при спекл-интерферометрических исследованиях. Анализ спекл-наблюдений приводит к обнаружению длительного периода в 13,1 года. Этот период также обнаружен и при спектроскопических наблюдениях, когда был обнаружен 71,7919-дневный короткопериодический период. Элементы долгопериодической орбиты определялись отдельно с использованием наблюдений обеих методик.

Разница в величинах спекл-наблюдений предполагает, что линии третьей звезды должны быть видны в спектре . И действительно в голубых и красных спектрах были найдены линия Mg II на длине волн 4481 Å , которые, по-видимому, показывает третий компонент, но это очень широкая и слабая линия. Экваториальные скорости вращения короткопериодной пары довольно малы, порядка 8 км/с каждая (по-видимому, действует взаимное приливное замедление вращения ) .

Примечания

Комментарии

Источники

Ссылки

• (англ.)