Бета Дельфина (β Delphini/β Del) — кратная звёздная система в созвездии Дельфин . Имеет несколько исторических названий:

• Ротанев — это название появились в результате небольшой шуточной мистификации, разыгранной в начале XIX века в обсерватории Палермо . Там под руководством Джузеппе Пьяцци (первооткрывателя первого известного и самого большого астероида Церера ) в 1814 году был опубликован звёздный каталог. В нём-то и появились впервые два названия Ротанев (Rotanev) — бета Дельфина и Суалокин (Sualocin) — альфа Дельфина , безо всякого объяснения. Позже, британский астроном Томас Вильям Вебб ( ) обратил внимание, что названия звёзд Sualocin и Rotanev, будучи прочитанными справа налево, дают латинизированную форму имени и фамилии помощника Пьяцци, Николо Каччаторе ( Niccolo Cacciatore ) — Nicolaus Venator . Кто из двух астрономов был автором мистификации, осталось неизвестным .
• Ротанен — название появилось в атласе Элайи Бурритта ( Elijah Burritt ), и видимо, является ошибкой .

Двойная система

Ротанев находится на расстоянии 97 световых лет от Земли и является звездой четвёртой звёздной величины (3,77 ^m ). Бета Дельфина — кратная звёздная система . В первом приближении, она состоит из пары субгигантов спектрального класса F5 с температурой поверхности 6 500 K. Система весьма близкая: её невозможно разрешить через телескоп со средней апертурой , так как звёзды находятся на среднем расстоянии 0,65 угловых секунд друг от друга (угловой размер монеты с расстояния 10 км). Более яркая звезда пары имеет четвёртую звёздную величину (4,0 ^m ), другая звезда чуть слабее — 4,9 ^m , что, с учётом расстояния, даёт светимость соответственно в 18 и 8 раз больше солнечной . Скорость вращения одной или обеих звёзд невелика, около 40 километров в секунду (в 20 раз выше, чем у медленно вращающегося Солнца). Как и многие звёзды с подобной средней температурой, Ротанев показывает пекулярные свойства распространённости некоторых химических элементов (в частности, стронция ). Стандартный избыток железа в спектре , однако, вполне нормален .

Находясь на среднем расстоянии чуть более 13 астрономических единиц (а. е.) друг от друга, то удаляясь на расстояние 18 а. е. (примерное расстояние между Ураном и Солнцем ), то сближаясь до расстояния 8 а. е. (чуть меньше расстояния от Сатурна до Солнца), они обращаются друг вокруг друга с периодом 26,7 года. Звёзды были в наибольшем отдалении друг от друга, если смотреть с Земли, в 2002 году . Параметры орбиты, а также светимости, указывают, что их массы примерно в два раза больше солнечной , причём более яркая звезда несколько более массивна. Вряд ли хотя бы одна из этих звёзд имеет собственные планеты , так как их орбиты будут чрезвычайно неустойчивыми. В такой системе только очень далёкая планета может иметь стабильную орбиту вокруг пары звёзд, но она должна быть так далеко, что жизнь (во всяком случае, в том виде, в каком мы её знаем) не могла бы существовать на ней. Независимо от этого, жизнь самих субгигантов заканчивается: в их недрах прекращается термоядерное горение водорода , и вскоре они станут красными гигантами (более яркая звезда чуть раньше), затем сбросят свои оболочки и станут парой белых карликов .

Компоненты

В системе также присутствуют ещё 3 компонента , чьи параметры приведены в таблице, но твёрдых доказательств, что они гравитационно связаны с парой основных звёзд, нет. Возможно, они просто визуальные спутники.

Название	Год	Позиционный угол	Угловое расстояние	Видимая звёздная величина	Прямое восхождение	Склонение	Ссылка
WDS J20375+1436C	1878	116°	27,7"	13,1 m	20 ч 37 м 33.4 с	+14° 35′ 29″
	1961	126°	18,7"
WDS J20375+1436D	1829	344°	32,5"	11 m	20 ч 37 м 30.6 с	+14° 36′ 13″
	1961	323°	42,4"
WDS J20375+1436E	1922	270°	102,7"	-	20 ч 37 м 24.7 с	+14° 35′ 42″
	1960	271°	106,5"

Примечания