Interested Article - Йота Рака

tammi
  • 2020-06-20
  • 1

Йота Рака (ι Рака, Iota Cancri, ι Cancri , сокращ. Iota Cnc, ι Cnc ) — оптически-двойная звезда в зодиакальном созвездии Рака . Звезда имеет видимую звёздную величину +4,02 m и, согласно шкале Бортля , звезда видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе ( англ. Inner-city sky ). Вторая звезда находится на угловом расстоянии 30 секунд дуги и имеет видимую звёздную величину +6,57 m и, согласно шкале Бортля , звезда видна невооружённым глазом только на деревенско-пригородном небе ( англ. Rural/suburban transition ). Хотя орбита не была определена, две звезды демонстрируют большое общее собственное движение и даже считаются гравитационно связанными , что маловероятно.

Из измерений параллакса , полученных во время миссии Gaia известно, что звёзды удалены примерно на 325,3 св. лет ( 99,7 пк , Йота Рака A) и 346,4 св. лет ( 106,2 пк , Йота Рака B) от Земли . Звезды наблюдается севернее , таким образом, звезда видна практически на всей территории обитаемой Земли , за исключением приполярных областей Антарктиды . Лучшее время наблюдения — февраль .

Звезды Йота Рака A и B движется довольно быстро относительно Солнца : радиальная гелиоцентрическая скорость для звезды Йота Рака A равна 16 км/с , а для звезды Йота Рака B она равна 15 км/с , что примерно в 1,5 раза больше скорости местных звёзд Галактического диска , а также это значит, что звезда удаляется от Солнца . Звезда Йота Рака A приближалась к Солнцу на расстояние 274,5 св. лет 1,93 млн. лет назад, когда Йота Рака A увеличвала свою яркость на 0,36 m до величины 3,66 m (то есть светила тогда, как Дзета Кассиопеи светит сейчас) . По небосводу обе звезды движутся на юго-запад , проходя по небесной сфере 0.05053 и 0.05164 угловых секунд в год, соответственно.

Средняя пространственная скорость известна только для Йота Рака A и она имеет следующие компоненты (U, V, W) =(-16.5, −22.8, −3.5) , что означает U= −16,5 км/с (движется от галактического центра ), V= −22,8 км/с (движется против направления галактического вращения) и W= −3,5 км/с (движется в направлении южного галактического полюса ).

Имя звезды

Йота Рака ( латинизированный вариант лат. Iota Cancri ) является обозначением Байера , данным им звезде в 1603 году . Хотя звезда и имеет обозначение ι ( Йота — 9-я буква греческого алфавита ), однако сама звезда — 3-я по яркости в созвездии , причём Йота Рака B 108-я по яркости в созвездии . 48 Рака( латинизированный вариант лат. 48 Cancri ) является обозначением Флемстида .

У звезды есть собственное имя Декапода лат. Decapoda , что означает десятиногие ракообразные . Однако, данное имя никогда не было одобрено Международным астрономическим союзом и оно никогда не входило список имен собственных звёзд .

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

Свойства Йота Рака A

Йота Рака A — судя по её спектральному классу G8IIIaBa0.2 звезда является оранжевым гигантом спектрального класса G8 . Также она демонстрирует пекулярный спектр, показывая переизбыток бария . Таким образом Йота Рака A является бариевой звездой , которая, как полагают, образовалась в результате массопереноса обогащенного материала от звезды, лежавшей на асимптотической ветви гигантов к менее массивному спутнику. Подобный донор не был обнаружен в системе Йота Рака A, но предполагается, что пока необнаруженный белый карлик всё же существует .

Также, этот спектр показывает, что водород в ядре звезды уже не является ядерным «топливом», то есть звезда сошла с главной последовательности . Судя по её массе, которая равна 3,43 звезда родилась как карлик , однако подобная масса вряд ли является вся её «собственностью»: какая-то часть массы, возможно даже большая, досталась ей от звезды-донора.

В настоящее время звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 4954 К , что придаёт ей характерный оранжевый цвет. Радиус звезды сейчас равен 21 , а светимость звезды, сейчас равна 204 . Звезда идентифицирована как инфракрасный источник .

Скорость вращения Йота Рака A превосходит солнечную в 85 раз и равна 170 км/с , что даёт период вращения звезды — 6,42 дн. . Это очень необычно для гиганта , для которого период вращения звезды измеряется месяцами и даже годами. Однако возможно, что звезда поглотила свой необнаруженный спутник-донор, который передал звезде, не только массу, но и свой угловой момент .

Звёзды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, одгако Йота Рака A имеет значение металличности −0.14 , то есть от почти 72 % от солнечного значения.

Звезда Йота Рака слегка переменная: во время наблюдений яркость звезды немного меняется, колеблясь вокруг значения 4,02 m , без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды или звёзд несколько периодов), тип переменной также не определён .

Свойства Йота Рака B

Вторичный компонент B представляет собой оболочечную звезду окруженную веществом, выбрасываемым её быстрым вращением .

Йота Рака B — судя по её спектральному классу A2V звезда является карликом спектрального класса A , а также это указывает на то, что водород в ядре звезды является ядерным «топливом», то есть звезда, находится на главной последовательности .

Для звёзд подобного спектрального класса характерна масса, которая равна: 2,19 , а радиусы подобных звёзд должны быть равны 1,78 . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 8786 К , что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет. Звезда идентифицирована как инфракрасный источник .

Светимость звезды равна 14,39 . Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле , получала бы примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 3,79 а. е. , то есть во внешнюю часть главного пояса астероидов , а более конкретно на орбиту между астероидами (англ.) ( и Чикаго . Причём с такого расстояния Йота Рака B выглядела бы в 2 паза меньше нашего Солнца , каким мы его видим с Земли — 0,25° ( угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Звезда довольно молодая: текущий возраст системы Йота Рака B определён, как 263 млн. лет . Также известно, что звёзды с массой 2,19 живут на главной последовательности порядка 1,11 млрд. лет таким обозом, Йота Рака B достаточно скоро (через 837 млн. лет ) станет красным гигантом , а затем, сбросив внешние оболочки, станет белым карликом .

История изучения кратности звезды

Йота Рака A и Йота Рака B
A
A
B
B
Йота Рака A и Йота Рака B

В 1828 году российский немецкий астроном В. Я. Струве , основываясь на записях от 1777 года открыл двойственность системы Йота Рака, то есть он открыл компонент B, и звёзды вошли в каталоги как STF 1268 .

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
B 1777 127 302° 31.0″ 4.13 m 5.99 m
1828 307° 30.4″
2018 308° 30.7'″

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Йота Рака, ни одного спутника:

  • компонент B, звезда 6-й величины, находящаяся на угловом расстоянии 30,7 секунд дуги , что соответствует физическому расстоянию между звёздами равному 6,46 ± 2,32 пк или 21,19 ± 7,57 св. лет , относительная скорость составляет 37,193 ± 12,186 км / с . Вторая космическая скорость на расстоянии 21,19 ± 7,57 св. лет для звёздной системы с общей массой 3,43 + 2,19 должна составлять 0,0826 ± 0,033 км/с . Таким образом, согласно существующим данным две звезды претерпевают тесное сближение, но гравитационно не связаны друг с другом. Однако, звёзды, с очень малой долей вероятности, могут быть гравитационно связаны это: может произойти в результате обнаружения дополнительной близкой компоненты у обеих звёзд с большой массой и в случае новых уточнений параметров, которые будут указывать на более близкое расположение двух звёзд или на их меньшую относительную скорость. Звёзды, вероятно, родились в одном молекулярном облаке , но теперь, удаляются, друг от друга по спирали, сохраняя, пока, общее движение, но гравитационно уже не связаны друг с другом. Если смотреть со стороны Йота Рака A на Йота Рака B, то видно бело-жёлтую звезду, которая светит с яркостью + 0.71 m , то есть с яркостью 0,42 сатурнов (с кольцами; в максимуме). Причём угловой размер звезды будет — 2,38 mas . Если же смотреть со стороны Йота Рака B на Йота Рака A, то видно оранжевую звёзду, которая светит с яркостью −1.84 m , то есть с яркостью 0,37 марсов (в максимуме). Причём угловой размер звезды будет — 2,8 mas .

Примечания

Комментарии
  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. Абсолютная звёздная величина вычисляется по формуле:: , где — видимая звёздная величина, — расстояние до объекта в пк , 10 пк
  3. ↑ Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле
    , где R S — радиус звезды, выраженный в а.е. ; d S — расстояние до звезды
  4. STF — ссылка на каталог В. Я. Струве , 1268 — номер записи в его каталоге
  5. По состоянию данных на 2020 год , годичные параллаксы Йота Рака и Йота Рака B составляют 10,0276 ± 0,308 mas и 9,4144 ± 0,058 mas , что соответствует физическим расстояниям, равным 99,72 ± 2,97 пк ( 325,26 ± 9,69 св. лет ) и 106,22 ± 0,65 пк ( 346,44 ± 2,12 св. лет ), соответственно. Разница этих величин позволяет вычислить радиальную компоненту расстояния между двумя звёздами — 6,96 ± 2,78 пк или 22,69 ± 9,07 св. лет . Тангенциальная компонента расстояния получается из прямого восхождения и склонения звёзд. У Йота Рака их значения составляют 08 ч 46 м 41.82±0.23 с и +28° 45′ 35.62±0.18″, у звезды Йота Рака B — 08 ч 46 м 39.98±0.05 с и +28° 45′ 26.54.22±0.03″. Вычислив разницу по каждой из координат, переведя секунды прямого восхождения к секундам дуги и затем сложив эти величины, получаем угловое разделение звёзд 18,69 ± 0,30 " , которое на среднем расстоянии от Земли 103,5 пк соответствует тангенциальному физическому расстоянию 1985,39 ± 30,98 а. е. или 0,00963 ± 0,00015 пк ( 0,03138 ± 0,00049 св. года ). Сложив радиальное и тангенциальное расстояния, получаем физическое расстояние между Йота Рака и Йота Рака B равное 1 339 789,01 ± 478 820,66 а. е. или 6,46 ± 2,32 пк ( 21,19 ± 7,57 св. лет ). Так как тангенциальная компонента расстояния известна с бóльшей точностью, она накладывает ограничение снизу на ошибки полученных величин 6,50 +2,32
    −3,25     пк     или 21,19 +7,57
    −10,58     св. лет     , что после перевода к среднему значению ошибки даёт значение расстояния — 6,96 ± 2,78 пк или 22,69 ± 9,07 св. лет
  6. По состоянию данных на 2020 год , собственные движения Йота Рака составляют −23,448 ± 0,449 mas / год и −43,868 ± 0,366 mas / год , у звезды Йота Рака B — −24,490 ± 0,089 mas / год и −44,551 ± 0,058 mas / год . Эти значения соответствуют относительному угловому смещению 1,042 ± 0,507 mas / год по прямому восхождению и 0,683 ± 0,424 mas / год по склонению, что даёт общее угловое относительное движение, равное 1,2459 ± 0,6609 mas / год . Согласно определению парсека , последнее значение собственного движения на расстоянии 103,5 пк соответствует значению тангенциальной скорости 0,132 ± 0,014 а.е. / год или 0,627 ± 0,07 км / с . Радиальная составляющая относительной скорости получается из разницы радиальных скоростей звёзд, которая у Йота Рака составляет 15,74 ± 0,13 км / с , а у Йота Рака B — 25,0 ± 1,5 км / с . Сложив радиальную и тангенциальную составляющие, получаем значение относительной скорости Йота Рака и Йота Рака B, равное 25 ± 1,5 км / с . Так как тангенциальная компонента скорости известна с бóльшей точностью, она накладывает ограничение снизу на ошибку полученной величины 25,008 +1,501
    −25,873     км / с     , что после перевода к среднему значению ошибки даёт значение относительной скорости — 37,193 ± 12,186 км / с
  7. Расчёт второй космической скорости по стандартной формуле для суммы масс двух звёзд и их взаимного расстояния
Источники
  1. ↑ Van Leeuwen, F. Validation of the new Hipparcos reduction (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2007. — Vol. 474 , no. 2 . — P. 653 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  2. ↑ Mermilliod, J.-C. Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished) (англ.) // (англ.) ( : journal. — 1986. — Bibcode : .
  3. ↑ Massarotti, Alessandro; Latham, David W.; Stefanik, Robert P.; Fogel, Jeffrey. (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing , 2008. — Vol. 135 . — P. 209 . — doi : . — Bibcode : .
  4. ↑ Brown, A. G. A.; et al. ( August 2018 ), "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties", Astronomy & Astrophysics (англ.) , 616 , arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка ) ; Явное указание et al. в: |first1= ( справка ) от 31 августа 2021 на Wayback Machine at VizieR
  5. ↑ Kovtyukh, V. V.; Chekhonadskikh, F. A.; Luck, R. E.; Soubiran, C.; Yasinskaya, M. P.; Belik, S. I. Accurate luminosities for F-G supergiants from FeII/FeI line depth ratios (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press , 2010. — Vol. 408 , no. 3 . — P. 1568 . — doi : . — Bibcode : .
  6. ↑ Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 1989. — Vol. 71 . — P. 245 . — doi : . — Bibcode : .
  7. ↑ (англ.) . . Дата обращения: 22 августа 2020. 3 августа 2016 года.
  8. ↑ Takeda, Yoichi; Sato, Bun'ei; Murata, Daisuke. Stellar Parameters and Elemental Abundances of Late-G Giants (англ.) // (англ.) ( : journal. — 2008. — Vol. 60 , no. 4 . — P. 781 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  9. ↑ Royer, F.; Grenier, S.; Baylac, M.-O.; Gómez, A. E.; Zorec, J. Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2002. — Vol. 393 , no. 3 . — P. 897 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  10. ↑ Ducati, J. R. VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system (англ.) // CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues : journal. — 2002. — Vol. 2237 . — Bibcode : .
  11. Gontcharov, G. A. Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system (англ.) // Astronomy Letters : journal. — 2006. — Vol. 32 , no. 11 . — P. 759 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  12. ↑ Brown, A. G. A.; et al. ( August 2018 ), "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties", Astronomy & Astrophysics (англ.) , 616 , arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка ) ; Явное указание et al. в: |first1= ( справка ) at VizieR
  13. ↑ Grenier, S.; Baylac, M.-O.; Rolland, L.; Burnage, R.; Arenou, F.; Briot, D.; Delmas, F.; Duflot, M.; Genty, V.; Gómez, A. E.; Halbwachs, J.-L.; Marouard, M.; Oblak, E.; Sellier, A. (англ.) // Astronomy and Astrophysics Supplement : journal. — 1999. — Vol. 137 , no. 3 . — P. 451 . — doi : . — Bibcode : . 29 августа 2019 года.
  14. ↑ (англ.) . . Дата обращения: 22 августа 2020. 2 августа 2016 года.
  15. ↑ McDonald, I.; Zijlstra, A. A.; Boyer, M. L. Fundamental parameters and infrared excesses of Hipparcos stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press , 2012. — Vol. 427 . — P. 343 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  16. ↑ (англ.) , SIMBAD Astronomical Object Database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 8 августа 2020
  17. ↑ (англ.) , SIMBAD Astronomical Object Database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 8 августа 2020
  18. Eggen, Olin J. Photometry of F-K type bright giants and supergiants. 3: The luminosity, reddening, and heavy element abundance of GK stars (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing , 1994. — Vol. 107 . — P. 2184 . — doi : . — Bibcode : .
  19. ↑ . Каталог ярких звёзд . Дата обращения: 22 августа 2020. 5 декабря 2018 года.
  20. ↑ . Каталог ярких звёзд .
  21. ↑ 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 )
  22. ↑ (англ.) . . 18 мая 2017 года.
  23. (англ.) . .
  24. (англ.) Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. ( 2010 ). "On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets". arXiv : [ ]. {{ cite arXiv }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  25. Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. A catalogue of multiplicity among bright stellar systems (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press , 2008. — Vol. 389 , no. 2 . — P. 869 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  26. ↑ (англ.) . ГАИШ . 22 апреля 2017 года.
  27. Hauck, B.; Jaschek, C. A-shell stars in the Geneva system (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2000. — Vol. 354 . — P. 157 . — Bibcode : .
  28. ↑ Adelman, S. J. The physical properties of normal a stars (англ.) // International Astronomical Union : journal. — 2005. — Vol. 2004 . — doi : .
  29. (англ.) . Дата обращения: 22 августа 2020. 9 марта 2016 года.

Ссылки

  • на VizieR (англ.)
  • на Wikisky (англ.)
  • сделанные в обсерватории (англ.) ( , в основном студентами (англ.)
Источник —

tammi
  • 2020-06-20
  • 1
  • Tags:

Same as Йота Рака

The title for the last searches