Тау Весов ( τ Весов , Tau Librae , τ Librae , сокр. Tau Lib , τ Lib ) — кратная звезда в зодиакальном созвездии Весов , чуть севернее границы с созвездием Волка и всего в пяти градусах к западу от границы с созвездием Скорпиона .

Тау Весов имеет видимую звёздную величину +3,68 ^m , и, согласно шкале Бортля , видна невооружённым глазом на внутригородском небе ( англ. Inner-city sky ), причём надо внести поправку на уменьшение яркости на 0,22 ^m за счёт межзвездной пыли . Из измерений параллакса , полученных во время миссии Hipparcos , известно, что звезда удалена примерно на 367 св. лет ( 112 пк ) от Земли . Звезда наблюдается южнее 61° с. ш. , то есть звезда видна южнее пров. Согн-ог-Фьюране ( Норвегия ), Ладожского озера , залива Пенжинская губа и полуострова Кенай ( Аляска ). Лучшее время для наблюдения — май .

Тау Весов движется довольно медленно относительно Солнца : её радиальная гелиоцентрическая скорость равна 3 км/с , что составляет 30 % скорости местных звёзд Галактического диска , а также это значит, что звезда удаляется от Солнца . Звезда приближалась к Солнцу на расстояние 371,5 св. лет 3,051 млн лет назад, когда она увеличивала свою яркость на 0,53 ^m до величины 3,15 ^m (то есть звезда светила тогда, как Пи Геркулеса светит сейчас). По небосводу звезда движется на юго-запад , проходя по небесной сфере 0,0286 угловых секунд в год.

Средняя пространственная скорость Тау Весов имеет компоненты (U, V, W)=(−17.2, −12.5, −7.4) , что означает U= −17,2 км/с (движется по направлению от галактического центра ), V= −12,5 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W= −7,4 км/с (движется в направлении южного галактического полюса ). Сама звезда, судя по её движению в пространстве и физическим свойствам является возможным членом OB-ассоциации Скорпиона — Центавра , центр которого находится в 450 световых годах .

Имя звезды

Хотя у Тау Весов нет собственного имени, её иногда называют Derakrab Australis , что означает «южная клешня Скорпиона». Термин Derakrab является сокращением арабского названия «Аль-Дхира аль-Акраб» ( الذراع العقرب ‎) — «клешня Скорпиона», в то время как латинское слово Australis указывает, что эта клешня «южная».

Тау Весов ( латинизированный вариант лат. Tau Librae ) является обозначением Байера , данным им звезде в 1603 году . Хотя звезда имеет обозначение τ ( Тау — 19-я буква греческого алфавита ), однако, сама звезда — 5-я по яркости в созвездии . 40 Весов ( латинизированный вариант лат. 40 Librae ) является обозначением Флемстида .

Свойства кратной системы

Aa

T = 3,291 дн. a = 0,844 ″

Ab

T = 0,44 лет a = 0.012 ″

B

Обозначения: T — период обращения, a — большая полуось орбиты
Иерархия орбит системы Тау Весов

Тау Весов Aa и Ab являются очень узкой парой спектрально-двойных звёзд , в который компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,844 ″ , что соответствует физическому расстоянию в 0,082 а.е. и вращаются друг вокруг друга с периодом 3,291 дн. . У орбиты не очень большой, но заметный эксцентриситет , который равен 0,28 , и как результат звезды то сближаются на расстояние 0,06 а.е. , то удаляются на расстояние 0,11 а.е. .

У пары звёзд Тау Весов Aa,Ab присутствует компаньон B, на угловом расстоянии в 0,012 ″ , что соответствует физическому расстоянию в 1,27 а.е. и он вращается вокруг общего барицентра с периодом 160,8 дн. . Если мы будем смотреть со стороны пары Тау Весов Aa-Ab на спутник Тау Весов B, то мы увидим бело-жёлтую звёзду, которая светит с яркостью −29.74 ^m , то есть с яркостью 15,77 солнц . Причём угловой размер звезды будет — ~ 0,92 ° , то есть в ~1,8 паза больше нашего Солнца , каким мы его видим с Земли

С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Тау Весов B на пару звёзд Тау Весов Aa-Ab, то мы увидим две бело- голубые звёзды, одна из которых светит с яркостью от −32.64 ^m , то есть с яркостью 228 солнц , а вторая звезда будет светить с яркостью примерно −32.10 ^m , то есть с яркостью 138,7 солнц . Угловой размер для первой звезды будет ~ 2,1 ° и ~ 1,2 ° для второй звезды, то есть в ~4 и ~2,5 паза больше нашего Солнца , каким мы его видим с Земли ( угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°). При этом максимальное угловое расстояние между звёздами будет 7,4°.

Звёзды очень молодые: текущий возраст системы Тау Весов определён, как 31,5 ± 5,6 млн. . Также известно, что звёзды с массой 6,88 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ живут на главной последовательности порядка 45 млн. лет и таким обозом, Тау Весов Aa очень скоро (примерно через 10 млн. лет ) станет красным гигантом , (причем на этой стадии она поглотит обоих своих спутников, приобретя их угловой момент и раскрутившись) а затем, сбросив внешние оболочки, станет очень массивным белым карликом с массой примерно такой же, как у Сириуса B . Однако пара звёзд Aa-Ab достаточно близкая, чтобы провзаимодействовать во время эволюции обоих звёзд. Трудно сказать, что именно произойдет, но перенос массы туда и обратно по мере развития звёзд может когда-нибудь привести к крайне нестабильному поведению .

У системы наблюдается избыток инфракрасного излучения , что свидетельствует о наличии околозвездного диска .

Свойства компонента Aa

Тау Весов Aa, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна 6,88 родилась как карлик спектрального класса B3,5V. Тогда её радиус был порядка 4,2 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ , а эффективная температура поверхности около 18 100 К , но затем в процессе очень 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 . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 17 990 К , что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Её светимость , правда, болометрическая, равна 2705 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ .

В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1979 году, а поскольку звезда кратная то скорее всего измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Тау Весов Aa, измеренный напрямую

Год	m	Спектр	D ( mas )	R абс ( ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ )	Комм.
1979	3,66	B2,5V	0,33	3,2
1985	3,66	B2,5V	0,35	—

Однако, вряд ли хоть одно из этих измерений было правильным, поскольку для звёзд спектрального класса B2.5V более характерны радиусы равные ~ 5,0 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ .

Звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для карликовой звезды — 4,33 СГС или 213,8 м/с² , что составляет 78 % от солнечного значения ( 274,0 м/с² ).

Тау Весов Aa имеет металличность существенно большую по сравнению Солнцем и равную +0,17 , то есть 148 % от солнечного значения, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из тех областей Галактики , где было дольно много металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря более плотному звёздному населению и большему количеству сверхновых звёзд . Тау Весов Aa вращяется со скоростью в 66,5 раз больше солнечной и равной 134 км/с , что даёт период вращения звезды, по крайней мере, 2 дня .

Свойства компонента Ab

Тау Весов Ab, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна 3,64 родилась как карлик спектрального класса B8,5V. Тогда её радиус был порядка 2,9 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ , а эффективная температура около 11 100 К . Также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности . Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана , можно узнать, что светимость звезды, равна 114 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ . Сама звезда будет напоминать по характеристикам . Абсолютная звёздная величина подобных звёзд равна −0,04 ^m , таким образом, видимая звёздная величина на расстоянии 367 св. лет составит порядка 4,2 ^m , однако видна она не будет, поскольку её свет будет полностью затмевается светом главной звезды.

Свойства компонента B

Тау Весов B, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна 2,17 , родилась как карлик спектрального класса A2V (то есть звезда будет напоминать по характеристикам Сигма Андромеды ), что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности . Звезды подобного класса излучают энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 8820 К , что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A . Радиус подобных звёзд оценивается в 2,19 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ . Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана , можно узнать, что светимость звезды, равна 9,43 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ .

Примечания

Комментарии

Источники

Ссылки

• (фр.) . aladin.u-strasbg.fr . Дата обращения: 24 июня 2021. , (фр.) . aladin.u-strasbg.fr . Дата обращения: 24 июня 2021.
• (рус.) . www.wikisky.org . Дата обращения: 24 июня 2021. , (англ.) . www.wikisky.org . Дата обращения: 24 июня 2021.