Interested Article - AT Микроскопа

megan
  • 2020-03-27
  • 2

AT Микроскопа, AT Microscopii , сокращ. AT Mic — двойная звезда в южном созвездии Микроскоп . Звезда имеет видимую звёздную величину +10.34 m и не видна невооружённым глазом . Из измерений параллакса , полученных во время миссии Hipparcos , известно, что звезда удалена примерно на 35±1 св. лет ( 10,7±0,4 пк ) от Земли . Звезда наблюдается южнее , то есть южнее Абердина ( 57° с. ш. ), Осло ( ), Санкт-Петербурга ( ). Лучшее время для наблюдения — август . На небе звезда рассоложена к северо-западу от α Микроскопа , к юго-западу от ω Козерога и к востоку от Аскеллы ( ζ Стрельца ).

Сама звезда движется относительно Солнца медленнее, чем остальные звёзды: её радиальная гелиоцентрическая скорость: +4,0 км/с , что примерно в 2,5 раза меньше скорости, местных звёзд Галактического диска , а также это значит, что звезда удаляется от Солнца .

История наблюдений

В 1926 году голландско-американский астроном Виллем Лейтен сообщил, что линии в спектре этой звезды претерпевают изменения. На фотопластинке, сделанной 23 июня 1895 г. , были видны яркие линии водорода , которые были намного слабее, чем на пластине, снятой 29 июня 1895 г. На фотографии, сделанной 1 июля 1903 г. , таких линий не было. Изменение яркости звезды было небольшим, не превышая 0,5 m по величине. Лейтен отметил, что звезда имеет большое собственное движение , изменив своё положение на 0,43 секунд дуги между 1899 и 1923 годами .

К 1927 году объект оказался парой звёзд с угловым расстоянием 2,95 " . Было показано, что оба принадлежат к классу « карлик Me-типа», что указывает на то, что они являются красными карликами с эмиссионными линиями в своём спектре . Это была первая обнаруженная пара карликовых звёзд Me-типа. Измерения параллакса для пары звёзд показали ежегодный сдвиг около 0,1 " , в то время как их радиальная скорость составила +4 км/с относительно Солнца. Было показано, что близлежащая звезда HD 197981, позже названная AU Микроскопа , имеет аналогичную радиальную скорость +4,5 км/с . По этой причине было высказано предположение, что все три звезды физически связаны .

После открытия в 1949 г. того, что некоторые типы переменных звёзд характеризуются быстрыми, но кратковременными изменениями яркости, сопровождающимися эмиссионными линиями в их спектре , в 1954 г. чешский астрофизик (англ.) ( назвал HD 196982 A и B кандидатами во вспыхивающие звезды .

С введением фотометрических инструментов в астрономию переменность звёзд теперь можно отслеживать в течение малых промежутков времени. Измерения HD 196982 в течение 1969 г. показали, что эти звёзды являются наиболее активными вспыхивающими звёздами того времени: в течение 16,31 часа наблюдалось 54 вспышки. Вспышки увеличивали суммарную яркость пары более чем на 0,05 m в течение более половины этого периода наблюдения . Также были наблюдения во время которых яркость звезды падала до 12,9 m . В 1972 году пара получила обозначение AT Микроскопа ( лат. AT Microscopii ) .

Свойства двойной системы

AT Микроскопа — двойная звёздная система, в которой компоненты находятся на угловом расстоянии 4,0 " . Оба компонента являются красными карликами и образуют одну из самых молодых в своём роде систем в окрестностях Солнца . Возраст системы AT Микроскопа порядка 12 млн. лет .

AT Микроскопа имеет два главных компонента: первый компонент — A является звездой с видимой звёздной величиной +11.0 m и спектрального класса M . Второй компонент — B — является звездой c видимой звёздной величиной +11.1 m и также спектрального класса M . Они вращающиеся вокруг друг вокруг друга на расстоянии не менее 2,616 " , что на такой дистанции соответствует большой полуоси порядка 42 а. е. Период обращения звёзд друг вокруг друга составляет, по крайней мере, 141,39 лет , что сравнимо с периодом обращения Нептуна ( 167,79 лет ). Довольно большой эксцентриситет (0.607 ) то сближает звёзды на расстояние, по крайней мере, 16,5 а. е. (то есть почти на такое расстояние где в Солнечной системе находится Уран , чей радиус орбиты равен 19,22 а. е. ), то удаляет на расстояние, по крайней мере, 67,5 а. е. (то есть почти на такое расстояние где в Солнечной системе находится Эрида , чей радиус орбиты равен 67,7 а. е. ).

Наклонение орбиты в системе AT Микроскопа очень большое 148,4 ° , то есть звёзды вращаются друг вокруг друга, по почти ретроградной орбите , как это видится с Земли. Эпоха периастра , то есть время когда звёзды подойдут на минимальное расстояние друг от друга, будет в 2035 году .

Оба компонента являются вспыхивающими звёздами , что означает, что они являются красноми карликами , которые испытывают случайные мощные вспышки на своей поверхности, которые увеличивают их яркость. Также оба компонента этой системы имеют активные короны , которые демонстрируют изменения светимости типа BY Дракона и являются рентгеновскими излучателями . Средняя скорость появления вспышек для пары составляет 2,8 вспышки в час . Их рентгеновский спектр согласуется с плотностью плазмы около 3×10 10 см −3 и напряжённостью магнитного поля не менее 100 Гс в областях вспышек . Ни одна из звёзд не показывает каких-либо признаков лития в своём спектре, видимо, истощив этот элемент в результате термоядерного синтеза в своих ядрах .

Компонент A

AT Микроскопа A — карлик , спектрального класса M4.5V e , 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 3150 К , что придаёт ей характерный красный цвет звезды спектрального класса M и делает её источником инфракрасного излучения .

Масса звезды обычна для карлика и составляет: 0,25 . Eё радиус на 63 % меньше радиуса Солнца и составляет 0,37 . Также звезда тусклее нашего Солнца в 33 раза, её светимость составляет 0,033 . Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле , получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,19 а. е. , то есть примерно вдвое ближе той орбиты, на которой в Солнечной системе находится Меркурий . Причём с такого расстояния, AT Микроскопа A выглядела бы более чем 2 раза больше нашего Солнца , каким мы его видим с Земли — 1,14° ( угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Компонент B

AT Микроскопа B —звезда спектрального класса M4.5Ve . Масса звезды вполне нормальна для красного карлика : 0,25 . Eё радиус на 63 % меньше радиуса Солнца и составляет 0,37 . Также звезда гораздо тусклее нашего Солнца , её светимость составляет 0,033 . Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле , получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,57 а. е. , то есть между Меркурием и Венерой в Солнечной системе . Причём с такого расстояния, AT Микроскопа B выглядела бы почти на треть меньше нашего Солнца , каким мы его видим с Земли — 0,34°.

История изучения кратности звезды

В 1920 году была открыта двойственность звёзд в системе AT Микроскопа AB. Для того чтобы обнаружить взаимное движение потребовалось более 80 лет. Ещё одна двойственность в системе BC, по крайней мере, оптическая, была открыта в 1913 году и звезда «вошла» систему после 1920 года и звезда AT Микроскопа стала считаться троичной. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд , параметры этих компонентов приведены в таблице :

Компонент Год Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина 1 компонента Видимая звёздная величина 2 компонента
AB 1920 225° 4.0 8.93 m 11.36 m
1999 225° 4.0
BС 1913 258° 2.8 11.36 m 11.49 m
2015 146° 2.1

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды есть спутник — AT Микроскопа B и что звёзды движутся вместе в пространстве, то есть звёзды не просто находится на линии прямой видимости, но связаны друг с другом гравитационно. Третий компонент — AT Микроскопа BC, который имеет величину видимую звёздную величину 11,49 m и отдалён от основной компоненты на величину— 2,1 " имеет паралакс на 20 % меньший, чем компоненты AT Микроскопа A и B, и, вероятно, просто является звездой переднего плана.

Также, эта пара звёзд физически находится вблизи красной карликовой звезды AU Микроскопа (расстояние между звёздами составляет 1,19 св. лет или 46 400 ± 500 а. е. ), что может означать, что они образуют гравитационно связанную звёздную систему . Т. о., все эти три звезды могут сформировать широкую иерархическую тройную систему с парой AT Микроскопа, вращающейся вокруг AU Микроскопа с периодом 10 млн. лет . Дальнейшая судьба системы AU Микроскопа -AT Микроскопа, скорее всего — распад, особенно, если локально будет много субгало тёмной материи : компаньоны будут быстрее оторваны и доказательства существования двойной звёздной системы будут потеряны.

Все три звезды являются кандидатами в члены движущейся группа звёзд Беты Живописца , одной из ближайших ассоциаций звёзд, которые имеют общее движение в пространстве. Эта группа находится на расстоянии в среднем около 100 св. лет (31 пк ) от Земли, но разбросана по объёму диаметром примерно 100 св. лет (31 пк ). Оценки возраста для этой группы колеблются от 10 до 21 млн лет .

Ближайшее окружение звезды

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет от звезды AT Микроскопа (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
AU Микроскопа M0e V 1.19
HR 7722 K0 V 6.25
Глизе 783 K3 V 14.00
Дельта Козерога A6m V 14.64
Пси Козерога F5 V 15.35
TW Южной Рыбы K5e V 16.48
Фомальгаут A3 V 16.72
M4.5 V-VI 17.34
Гамма Павлина F8 V 18.61

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

Примечания

Комментарии
  1. Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. Из закона смещения Вина , энергия излучения абсолютно чёрного тела максимальна при данной температуре на длине волны λ b = (2,898⋅10 6 нм•К)/(3150 К) ≈ 920 нм , которая лежит в ближней инфракрасной части электромагнитного спектра
  3. Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
    , где D S — диаметр звезды, выраженный в а. е. ; d CZ — расстояние до зоны обитаемости
Источники
  1. ↑ (англ.) van Leeuwen, F. ( November 2007 ), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics , 474 (2): 653—664, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  2. ↑ (англ.) , SIMBAD Astronomical Object Database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , из оригинала 14 апреля 2021 , Дата обращения: 25 февраля 2015
  3. (англ.) Torres, C. A. O. ( December 2006 ), "Search for associations containing young stars (SACY). I. Sample and searching method", Astronomy and Astrophysics , 460 (3): 695—708, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  4. ↑ (англ.) Nicolet, B. ( 1978 ), "Photoelectric photometric Catalogue of homogeneous measurements in the UBV System", Astronomy and Astrophysics Supplement Series , 34 : 1—49, Bibcode : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |year= ( справка )
  5. ↑ (англ.) Caballero, J. A. ( November 2009 ), "Reaching the boundary between stellar kinematic groups and very wide binaries. The Washington double stars with the widest angular separations", Astronomy and Astrophysics , 507 (1): 251—259, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  6. ↑ (англ.) . Дата обращения: 27 июня 2019. Архивировано из 1 августа 2017 года.
  7. ↑ (англ.) , SIMBAD Astronomical Object Database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 27 января 2019
  8. ↑ (англ.) McCarthy, Kyle; White, Russel J. ( June 2012 ), "The Sizes of the Nearest Young Stars", The Astronomical Journal , 143 (6): 134, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  9. ↑ (англ.) . .
  10. ↑ (англ.) , SIMBAD Astronomical Object Database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 27 января 2019
  11. ↑ Torres C. A. O., Quast G. R., Silva L. d., Reza R. d. l., Melo C. H. F., Sterzik M. (англ.) // Astronomy and Astrophysics / — EDP Sciences , 2006. — Vol. 460, Iss. 3. — P. 695—708. — ISSN ; ; ; — —
  12. , , Feiden G. A., , Albert L., , , , Riedel A. (англ.) // The Astrophysical Journal / — IOP Publishing , 2014. — Vol. 792, Iss. 1. — P. 37. — ISSN ; — —
  14. (англ.) (недоступная ссылка — ) . .
  15. (англ.) Luyten, W. J. ( April 1926 ), "Proper Motion Star with Variable Bright Lines", Harvard College Observatory Bulletin , 835 : 2—3, Bibcode : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  16. (англ.) , SIMBAD Astronomical Object Database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , из оригинала 20 октября 2018 , Дата обращения: 27 января 2019
  17. (англ.) Humason, W. S.; Adams, M. L.; Joy, A. H. ( October 1927 ), "Observations of Faint Spectra", Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 39 (231): 365—369, Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  18. ↑ (англ.) Kunkel, William E. ( January 1973 ), "Activity in Flare Stars in the Solar Neighborhood", Astrophysical Journal Supplement , vol. 25, pp. 1—36, Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  19. (англ.) Švestka, Zdeněk ( February 1954 ), "A Note on the Dwarf Flare Stars", Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia , vol. 5, p. 4, Bibcode : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  20. (англ.) Kunkel, W. E. ( July 1970 ), "Flare Activity of -32 16135, YZ CMi and LPM 63", , vol. 442, pp. 1—11, Bibcode : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  21. (англ.) . ГАИШ .
  22. (англ.) Kukarkin, B. V.; Kholopov, P. N.; Kukarkina, N. P.; Perova, N. B. ( September 1972 ), "58th Name-List of Variable Stars", , vol. 717, pp. 1—36, Bibcode : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка ) See p. 12.
  23. (англ.) García-Alvarez, D.; Jevremović, D.; Doyle, J. G.; Butler, C. J. ( February 2002 ), "Observations and modelling of a large optical flare on AT Microscopii", Astronomy and Astrophysics , vol. 383, pp. 548—557, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  24. (англ.) Stepanov, A. V.; Tsap, Yu. T.; Kopylova, Yu. G. ( August 2006 ), "Soft X-ray oscillations from AT Mic: Flare plasma diagnostics", Astronomy Letters , 32 (8): 569—573, Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  25. ↑ . Дата обращения: 27 июня 2019. 14 марта 2016 года.
  26. (англ.) , SIMBAD Astronomical Object Database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 27 января 2019
  27. ↑ (англ.) . .

Ссылки

  • на solstation.com (англ.)
Источник —

megan
  • 2020-03-27
  • 2
  • Tags:

Same as AT Микроскопа

The title for the last searches