Interested Article - Тета Лебедя

seraphina
  • 2020-09-29
  • 1

Тета Лебедя (θ Лебедя, Theta Cygni, θ Cygni , сокращ. Theta Cyg, θ Cyg ) — звезда в северном созвездии Лебедя . Тета Лебедя имеет видимую звёздную величину +4.48 m , и, согласно шкале Бортля , видна невооружённым глазом даже на городском небе ( англ. City sky ).

Из измерений параллакса , полученных во время миссии Hipparcos , известно, что звезда удалена примерно на 59,8 св. лет ( 18,34 пк ) от Земли . Звезда наблюдается севернее 40° ю. ш. , то есть видна севернее о. Кинг Тасмании , севернее о. Южный ( Новая Зеландия ), и севернее Патагонии ( Аргентина ). Лучшее время для наблюдения — июль .

Средняя пространственная скорость Тета Лебедя имеет компоненты (U, V, W)=(−23.11, −26.66, 5.025) , что означает U= −23,11 км/с (движется по направлению от галактического центра ), V= −26,66 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W= 5,025 км/с (движется в направлении галактического северного полюса ).

Тета Лебедя движется довольно быстро относительно Солнца : её радиальная гелиоцентрическая скорость равна −28 км/с , что почти в 3 раза больше скорости местных звёзд Галактического диска , а также это значит, что звезда приближается к Солнцу . По небосводу звезда движется на северо-запад .

Имя звезды

Тета Лебедя ( латинизированный вариант лат. Theta Cygni ) является обозначением Байера , данным им звезде в 1603 году . Звезда имеет обозначение η ( Тета — 8-я буква греческого алфавита ), однако, сама звезда — 24-я по яркости в созвездии . 13 Лебедя ( латинизированный вариант лат. 13 Cygni ) является обозначением Флемстида .

Обозначения компонентов как Тета Лебедя AB,AC, AD, AE и EF вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем , и принятого Международным астрономическим союзом (МАС) .

Свойства кратной системы

Тета Лебедя —звезда, имеющая несколько спутников. Тета Лебедя A и Тета Лебедя B отдалены друг от друга на угловое расстояние в 3 ″ , что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 46 а.е. (для сравнения радиус орбиты Плутона равен 39,48 а.е. и период обращения равен 247,92 года ).

Если мы будем смотреть со стороны Тета Лебедя B на Тета Лебедя A, то мы увидим бело-жёлтую звёзду, которая светит с яркостью от −20,08 m , то есть с яркостью 866,57 Лун в полнолуние . (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~ 0,017° , то есть угловой размер звезды составит 3,5 % от углового размера нашего Солнца . С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Тета Лебедя A на Тета Лебедя B, то мы увидим красную звёздочку, которая светит с яркостью −11,54 m , то есть с яркостью 0,33 Лун в полнолуние . Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~0,004° , что составляет 0,83 % диаметра нашего Солнца . К сожалению, об орбитах других компонент ничего не известно. Единственное, что можно предположить, это то, что Тета Лебедя EF удалён на угловое расстояние в 117 ″ , что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 1500 а.е. . Также известно то, что компонент Тета Лебедя EF имеет довольно похожие значения, параллакса лучевой скорости и собственного движения и с очень большой долей вероятности он входит в систему Тета Лебедя.

Свойства компонента A

Тета Лебедя A — карликовая звезда спектрального класса F3V , также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности .

Масса звезды 1.35- 1,39 . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 6697 К , что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет . Её светимость равна 4,26 . Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле , получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её тогда надо было бы поместить на расстоянии 2,11 а.е. , то есть во внутреннюю части главного пояса астероидов , а более конкретно почти на орбиту астероида (149) Медуза , чья большая полуось орбиты равна 2,17 а.е. Причём с такого расстояния тогда Тета Лебедя выглядела бы на почти на 27 % меньше нашего Солнца , каким мы его видим с Земли — 0,37° ( угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

В связи с высокой небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1922 году . Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Тета Лебедя A, измеренный напрямую
Имя звезды Год m Спектр D ( mas ) R абс
( ) 		Комм.
Тета Лебедя 1922 4.64 F5 0,8 0,8
BS 7469 1967 4.48 F4V 0.76 —
Тета Лебедя 1967 4.48 F4V 0,74 —
BS 7469 1967 4.48 F4V 0.78 —
GLIESE 765A 1967 4.47 F4V — 1.3
Тета Лебедя 1967 4.48 F4V 0.54 0.97

Eё радиус в настоящее время оценивается в 1,49

Звезда имеет поверхностную гравитацию 4,23 ± 0,03 СГС или 170 м/с 2 , то есть составляет 60 % от солнечного значения( 274,0 м/с 2 ), что, по-видимому, может объясняться большой поверхностью звезды, при малой массе.

Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, однако Тета Лебедя имеет значение металличности почти такое же как на Солнце −0,02 , то есть 98 % от солнечного значения, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из других областей Галактики , где было дольно много металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря такому же по плотности звёздному населению и такому же количеству сверхновых звёзд .

Тета Лебедя A вращяется со скоростью в 3,5 раза больше солнечной и равной 7,0 км/с , что даёт период вращения звезды, по крайней мере, — 11 дней . Возраст звезды Тета Лебедя определён в очень широких пределах 1,0- 1,6 млрд. лет , но также известно, что звёзды с массой 1,35- 1,39 живут порядка 4,0 млрд. лет и это значит, что ещё очень не скоро Тета Лебедя A (примерно через 2,4- 3,0 млрд. лет ) закончит свою жизнь, сбросит внешние оболочки, и станет довольно обычным белым карликом .

Свойства компонента B

Тета Лебедя B— карлик спектрального класса M3V , 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 3000- 3500 К , что придаёт ей характерный красный цвет звезды спектрального класса M . Масса звезды весьма скромная и составляет 0,35 .

В связи с высокой небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1967 году . Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Тета Лебедя B, измеренный напрямую
Имя звезды Год m Спектр D ( mas ) R абс
( ) 		Комм.
GLIESE 765B 1967 13.00 — — 0.36

Радиус звезды в настоящее время оценивается в 0,36 , то есть он совпадает с измеренным в 1967 году

Светимость звезды, равна 1 % то солнечной светимости .

Свойства компонента C

Тета Лебедя C — карлик спектрального класса K8V , 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 3855 К , что придаёт ей характерный оранжевый цвет звезды спектрального класса K .

Свойства компонента D

О компоненте D известна только его видимая звёздная величина 15.90 m . Спектральной класс звезды также не известен: возможно, звезда красный карлик или даже субкарлик . Также точно неизвестно входит ли компонент в систему Тета Лебедя.

Планетная система

Колебания радиальной скорости Тета Лебедя были обнаружены командой при поиске планет вне Солнца. Desort и др. ( 2009 ) заключают, что эти вариации не вызваны тусклым звёздным компаньоном примерно в 80 а.е. от звезды, но вместо этого предполагают наличие возмущающего планетарного объекта , вдвое более массивного, чем Юпитер , и вращающегося вокруг первичной звезды примерно 150 дней . Эта внесолнечная планета ещё не подтверждена. Наблюдения, сделанные в Ликской обсерватории , свидетельствуют о вариациях лучевой скорости в этот период, а также в годовых вариациях, однако эти данные не достигли статистической значимости .

Таким образом, Тета Лебедя имеет одну неподтверждённую планету , газовый гигант с обозначением . Планета обращается вокруг родительской звезды за 0,42 года на расстоянии 0,635 а.е. (то есть почти на орбите Венеры , чья большая полуось составляет 0,72 а.е. ). Её приблизительная масса составляет ≈2.3 массы Юпитера . Равновесная температура планеты — порядка 459 К .

Планета
Масса
( M J ) 		Радиус
( R J ) 		Период обращения
( дней ) 		Большая полуось
орбиты ( а.е. ) 		Эксцентриситет
орбиты
≈2.3 — 154.5 0.635 —

История изучения кратности звезды

В 1852 году О. В Струве открыли двойственность Тета Лебедя, то есть им был открыл компонент AС и звёзды вошли в каталоги как STT 591 . В 1889 году американский астроном Ш. Бёрнхем открыли тройственность Тета Лебедя, то есть им открыл компонент AB и звёзды вошли в каталоги как BU 1131 . В 1923 году Г. О. Струве открыл четырёхкратность Тета Лебедя, то есть открыл компонент AD и звёзды вошли в каталоги как STG 8 . В 1951 году американскими астрономами Б. Скиффом и В. Лейтеном были открыты пяти- и шестикратность Тета Лебедя, то есть были открыты компонент AE и EF и звёзды вошли в каталоги как SKF 1976 и LDS 5881 . Также у звезды был компонент CD открытый в 1852 году О. В Струве , но затем он был исключён из каталога.

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 1889 9 44° 3.6″ 4.50 m 12.90 m
1968 60° 3.2″
2009 71° 2.3″
AС 1852 15 186° 29.9″ 4.50 m 11.70 m
1923 182° 48.4″
2015 180° 73.30″
AD 1923 8 40° 82.1″ 4.50 m 12.50 m
2015 53° 67.0″
AE 1951 9 267° 117.2″ 4.50 m 12.88 m
2015 267° 116.70″
EF 1951 20 207° 265.0″ 12.88 m 15.90 m
2015 207° 262.90″

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Тета Лебедя, возможно, есть спутники:

Ближайшее окружение звезды

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет от звезды Тета Лебедя (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
K0 V 6.08
16 Лебедя G1.5Vb / G2.5Vb / M?V 9.93
BY Дракона K6Ve 12.15
Глизе 758 G8VC 19.37
Эта Цефея K0IV 19.63
17 Лебедя F5.5IV-V 19.96

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет , есть ещё порядка 15 красных , оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M, а также 3 белых карлика , которые в список не попали.

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, выраженное в а.е.
  4. В XX веке звезда классифицировалась как карлик спектрального класса F4V
  5. STT — ссылка на каталог О. В. Струве , 591— номер записи в его каталоге
  6. BU — ссылка на каталог Ш. Бёрнхема , 1131 — номер записи в его каталоге
  7. STG 8 — ссылка на каталог Г. О. Струве , 8 — номер записи в его каталоге
  8. SKF — ссылка на каталог Б. Скиффа , 1976 — номер записи в его каталоге
  9. LDS — ссылка на каталог-приложение DD В. Лейтена , 5881 — номер записи в его каталоге
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. ↑ (англ.) . . Дата обращения: 4 апреля 2020. 6 июня 2012 года.
  3. ↑ Holmberg, J.; Nordstrom, B.; Andersen, J. ( July 2009 ), "The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics", Astronomy and Astrophysics , 501 (3): 941—947, arXiv : , Bibcode : , doi : {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  4. ↑ Nicolet, B. ( 1978 ), "Photoelectric photometric Catalogue of homogeneous measurements in the UBV System", Astronomy and Astrophysics Supplement Series (англ.) , 34 : 1—49, Bibcode : {{ citation }} : Проверьте значение даты: |year= ( справка )
  5. ↑ Cunha, Katia; et al. ( February 2000 ), "A Uniform Analysis of Boron in F and G Disk Dwarfs fromHubble Space Telescope Archival Spectra", The Astrophysical Journal (англ.) , 530 (2): 939—948, Bibcode : , doi : {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  6. ↑ Guzik, J. A.; Houdek, G.; Chaplin, W. J.; Smalley, B.; Kurtz, D. W.; Gilliland, R. L.; Mullally, F.; Rowe, J. F.; Bryson, S. T.; Still, M. D.; Antoci, V.; Appourchaux, T.; Basu, S.; Bedding, T. R.; Benomar, O.; Garcia, R. A.; Huber, D.; Kjeldsen, H.; Latham, D. W.; Metcalfe, T. S.; Pápics, P. I.; White, T. R.; Aerts, C.; Ballot, J.; Boyajian, T. S.; Briquet, M.; Bruntt, H.; Buchhave, L. A.; Campante, T. L.; Catanzaro, G. Detection of Solar-like Oscillations, Observational Constraints, and Stellar Models for θ Cyg, the Brightest Star Observed by the Kepler Mission (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 2016. — Vol. 831 , no. 1 . — P. 17 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  7. ↑ Eggen, O. J. ( 1962 ), "Space-velocity vectors for 3483 stars with proper motion and radial velocity", (англ.) , 51 : 79, Bibcode : {{ citation }} : Проверьте значение даты: |year= ( справка )
  8. ↑ Boyajian, Tabetha S.; et al. ( February 2012 ), "Stellar Diameters and Temperatures. I. Main-sequence A, F, and G Stars", The Astrophysical Journal (англ.) , 746 (1): 101, arXiv : , Bibcode : , doi : {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка ) . See Table 10.
  9. ↑ Bernacca, P. L.; Perinotto, M. ( 1970 ), "A catalogue of stellar rotational velocities", (англ.) ( (англ.) , 239 (1): 1, Bibcode : {{ citation }} : Проверьте значение даты: |year= ( справка )
  10. ↑ Lépine, Sébastien; Shara, Michael M. ( March 2005 ), "A Catalog of Northern Stars with Annual Proper Motions Larger than 0.15" (LSPM-NORTH Catalog)", The Astronomical Journal (англ.) , 129 (3): 1483—1522, arXiv : , Bibcode : , doi : {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  11. ↑ Haas, Michael Robert; et al. ( January 2011 ), "Public Kepler Data on the Bright Star Theta Cygni", (англ.) ( (англ.) , 43 : 140.07, Bibcode : {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  12. ↑ Desort, M.; et al. ( November 2009 ), "Extrasolar planets and brown dwarfs around A-F type stars. VII. θ Cygni radial velocity variations: planets or stellar phenomenon?", Astronomy and Astrophysics (англ.) , 506 (3): 1469—1476, arXiv : , Bibcode : , doi : {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  13. ↑ (англ.) . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database.
  14. ↑ 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
  15. ↑ (англ.) .
  16. (англ.) . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Дата обращения: 4 апреля 2020. 13 апреля 2020 года.
  17. Gray R. O., , Garrison R. F., McFadden M. T., Robinson P. E. (англ.) // The Astronomical Journal / , — New York City: IOP Publishing , AAS , University of Chicago Press , AIP , 2003. — Vol. 126, Iss. 4. — P. 2048–2059. — ISSN ; — —
  18. Desort M., A.-M. Lagrange, Galland F., Montagnier G., Beust H., , , , , et al. (англ.) // Astronomy and Astrophysics / — EDP Sciences , 2009. — Vol. 506, Iss. 3. — P. 1469–1476. — ISSN ; ; ; — —
  19. Extrasolar Planets Encyclopaedia (англ.) — 1995.
  20. Maldonado J., Eiroa C., Villaver E., Montesinos B., Mora A. (англ.) // Astronomy and Astrophysics / — EDP Sciences , 2015. — Vol. 579. — P. 20–20. — ISSN ; ; ; — —
  21. , Boehm T., Watson V., Trouilhet J.-F. (англ.) // Astronomy and Astrophysics / — EDP Sciences , 2015. — Vol. 573. — P. 67–67. — ISSN ; ; ; — —
  22. Jönsson H., Holtzman J. A., Allende Prieto C., Cunha K., García-Hernández D. A., Hasselquist S., Masseron T., Osorio Y., Shetrone M., Smith V. et al. (англ.) // The Astronomical Journal / , — New York City: IOP Publishing , AAS , University of Chicago Press , AIP , 2020. — Vol. 160, Iss. 3. — ISSN ; — —
  23. ↑ . Каталог ярких звезд .
  24. ↑ (англ.) . .
  25. ↑ (англ.) . .
  26. (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 : [ ].
  27. , Australia Telescope, Outreach and Education , Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (англ.) , December 21, 2004 , Дата обращения: 16 января 2012 {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка ) от 3 декабря 2013 на Wayback Machine
  28. (англ.) . .
  29. (англ.) . .
  30. (англ.) . .
  31. (англ.) . .
  32. (англ.) . .
  33. (англ.) . .
  34. Takeda, Genya; et al. ( 2007 ), "Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Physical Properties of 1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog", The Astrophysical Journal Supplement Series (англ.) , 168 (2): 297—318, arXiv : , Bibcode : , doi : {{ citation }} : Проверьте значение даты: |year= ( справка )
  35. (англ.) . .
  36. Howard, Andrew W.; Fulton, Benjamin J. Limits on Planetary Companions from Doppler Surveys of Nearby Stars (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific : journal. — 2016. — Vol. 128 , no. 969 . — P. 114401 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  37. . .
  38. (англ.) . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database.
  39. (англ.) . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database.
  40. (англ.) . .

Ссылки

  • (англ.)
Источник —

seraphina
  • 2020-09-29
  • 1
  • Tags:

Same as Тета Лебедя

The title for the last searches