HD 32450 (также известная как Глизе 185 ) — двойная звезда в южном созвездии Зайца . HD 32450 имеет видимую звёздную величину +8,317 ^m , и, согласно шкале Бортля , не видна невооружённым глазом даже на идеально-тёмном небе ( англ. Excellent dark-sky site ).

Из измерений параллакса , полученных во время миссии Hipparcos , известно, что звезда удалена примерно на 75,6 св. лет ( 23,16 пк ) от Земли . Звезда наблюдается южнее 69° с. ш. , то есть видна южнее о. Лангёйа ( Норвегия ), южнее Кольского полуострова , Печорского моря , Карского моря , Обской губы , Восточно-Сибирского моря , моря Бофорта , то есть видна практически на всей территории обитаемой Земли , за исключением приполярных областей Арктики . Лучшее время для наблюдения — декабрь .

Средняя пространственная скорость HD 32450 имеет компоненты (U, V, W)=(19.9, 7.28, 1.12) , что означает U= 19,9 км/с (движется по направлению к галактическому центру ), V= 7,28 км/с (движется по направлению галактического вращения) и W= 1,12 км/с (движется в направлении галактического северного полюса ). Примерно через 350 000 лет , звезда приблизится к Солнцу на расстояние 14,8 св. лет , когда она будет светить с яркостью до +6,81 ^m , то есть с яркостью, с которой сейчас светит звезда HD 53143 или как, например, HD 170657 .

Галактическая орбита HD 23356 находится на расстоянии от 22 300 св. лет до 37 400 св. лет от центра Галактики .По небосводу звезда движется на юго-запад .

Обозначения компонентов как HD 32450 AB и AС вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем , и принятого Международным астрономическим союзом (МАС) .

Свойства двойной звезды

HD 32450 — это широкая пара звёзд: в телескоп видно, что это две звезды, блеск которых +8.66 ^m и +10.60 ^m . Обе звезды отдалены друг от друга на угловое расстояние в 1,062 " , что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 10,385 а.е. и периоду обращения по крайней мере, 43,55 лет (для сравнения, радиус орбиты Сатурна равен 9,54 а.е. и период обращения равен 29,46 лет ). У звезды довольно большой эксцентриситет , который равен 0,72 . Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 2,91 а.е. (то есть, примерно, до орбиты астероида Полигимни ( 2,87 а.е. ), то удаляются на расстояние 17,86 а.е. (то есть, примерно, до орбиты Урана ( 19,22 а.е. ). Наклонение в системе не очень велико и составляет 60,7° , как это видится с Земли . Эпоха периастра , то есть год, когда звезды приблизились друг к другу на минимальное расстояние — 1997 год .

Если мы будем смотреть со стороны HD 32450 A на HD 32450 B, то мы увидим красную звёздочку, которая светит с яркостью от −18,3 ^m до −14,4 ^m , то есть с яркостью от 171,5 до 4,55 Лун в полнолуние в зависимости от положения звезды на орбите. Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — 0,02° (в среднем), то есть в 25 раза меньше нашего Солнца . С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны HD 32450 B на HD 32450 A, то мы увидим оранжевую звезду, которая светит с яркостью −20,27 ^m до −16,33 ^m , то есть с яркостью от 1024 до 27,17 Лун в полнолунии . Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — 0,033° , то есть в 15,2 раз меньше нашего Солнца . Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

	В периастре ( 2,91 а.е. )					В апоастре ( 17,86 а.е. )
	m	L ☾	${\displaystyle L_{\bigodot }}$ %	D″	${\displaystyle D_{\bigodot }}$ %	m	L ☾	${\displaystyle L_{\bigodot }}$ %	D″	${\displaystyle D_{\bigodot }}$ %
A→B	-18,3	171,5	0,043 %	257	14,3 %	-14,4	4,55	0,0011 %	41,9	2,3 %
B→A	-20,27	1024	0,26 %	422,6	23,5 %	-16,33	27,17	0,007 %	68,9	3,8 %
m — видимая звёздная величина ; L ☾ — светимость, выраженная в светимостях Луны в полнолуние ; ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ % — светимость, выраженная в процентах от светимости Солнца ; D″ — угловой диаметр звезды выраженный в угловых секундах (угловой радиус Солнца — 3600″); ${\displaystyle D_{\bigodot }}$ % — диаметр звезды выраженный в процентах от диаметра Солнца ;

Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, но HD 32450 имеет значение металличности почти на половину меньше, чем на Солнце : содержание железа в ней относительно водорода составляет 45,7 % , что позволяет предположить, что звезда пришла из других областей Галактики , где было меньше металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря менее плотному звёздному населению и меньшему количеству сверхновых звёзд .

Свойства компонента A

HD 32450 A — карлик , имеющая массу 0,59 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ . Больше о звезде ничего неизвестно, однако, из теории звёздной эволюции известно, что звёзды подобной массы должны быть оранжевыми карликами спектрального класса K7V , что указывает на то, что водород в ядре звезды ещё служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности . Звезда, в таком случае, будет излучать энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 4060 К , что будет придавать ей характерный оранжевый цвет звезды спектрального класса K .

В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1969 году . Угловой размер звезды тогда был оценён в 0,68 mas . Абсолютный радиус звезды был оценён 1977 году в 0,63 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ , что очень хорошо согласуется с радиусом звезды её спектрального класса . Светимость для звезды спектрального класса K7, должна составлять 0,042 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ . Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле , получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,32 а.е. , то есть примерно на орбиту Меркурия , чей радиус орбиты составляет 0,39 а.е. Причём с такого расстояния HD 32450 A выглядела бы вдвое больше нашего Солнца , каким мы его видим с Земли — 1,05° ( угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Скорость вращения у HD 32450 A почти в три раза больше солнечной и равна 5,4 км/с , что даёт период вращения звезды — 6,1 дня. К сожалению, не известен текущий возраст системы, но известно, что звёзды с массой живут на главной последовательности порядка 43,8 млрд. лет .

Свойства компонента B

HD 32450 B — карлик , имеющая массу 0,37 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ . Больше о звезде ничего неизвестно, однако, из теории звёздной эволюции известно, что звёзды подобной массы должны быть красными карликами спектрального класса M3V , что указывает на то, что водород в ядре звезды ещё служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности . Звезда, в таком случае, будет излучать энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 3250 К , что будет придавать ей характерный красноватый цвет звезды спектрального класса M .

В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1977 году . Абсолютный радиус звезды был оценён в 0,39 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ , что очень хорошо согласуется с радиусом звезды её спектрального класса . Светимость для звезды спектрального класса K7, должна составлять 0,015 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ . Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле , получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,12 а.е. . Причём с такого расстояния HD 32450 B выглядела бы более чем втрое больше нашего Солнца , каким мы его видим с Земли — 1,7° ( угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

История изучения кратности звезды

В 1929 году американский астроном, работавший в Южноафриканской астрономической обсерватории Х. Ф. Доннер англ. Donner, H. F. , открыл, что HD 32450 является, как минимум двойной звездой , то есть открыл компоненты AB и звёзды вошли в каталоги как DON 91 . Затем в 1964 году Ф. Холденом англ. Holden, F. было определено, что звезда является трёхкратной , то есть был открыл компонент AC и звезда вошла в каталоги как HLN 8 . 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	1929	35	346°	0.5″	8.66 m	10.60 m
	2018		354°	0.9″
AC	1964	4	29°	10.4″	8.66 m	11.20 m
	2015		28°	32.00″

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды HD 32450 есть спутник (компонент AB), звезда 11-й величины, находящийся на очень малом угловом расстоянии , которое он изменил, двигаясь по эллиптической орбите , в течение последних почти 100 лет и он, несомненно, настоящий компаньон.

Рядом находится, звезда 11-й величины (компонент AC), находящаяся на угловом расстоянии 32 секунд дуги у которой известен каталожный номер — UCAC2 23288972 . У звезды известен параллакс , и судя по нему звезда находится на расстоянии порядка 2650 св. лет , и соответственно она в систему HD 32450 не входит, являясь просто фоновой звездой, лежащей на линии прямой видимости.

Ближайшее окружение звезды

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет от звезды HD 32450 (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
Гамма Зайца	F6V	5.09
Дельта Эридана	K0IV	11.17
GJ 3323	M4,0V	11.38
HD 36395	M1,5V	11.87
40 Эридана	K1eV	13.11
Пи³ Ориона	F6V	13.32
	DAP8.9	13.79
82 Эридана	G8V	14.72
Глизе 250	K3 V	15.06
58 Эридана	G1,5VH-05	16.00
	M4.0Vn	16.38
Звезда Каптейна	sdM1	16.91
Каппа¹ Кита	G5Vv	17.58
HD 17925	K1V	18.03
Эпсилон Эридана	K2V	18.75

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет , есть ещё 25 красных , оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M, а также 5 белых карликов , которые в список не попали.

Примечания

Комментарии

Источники

Ссылки

• (англ.)