Interested Article - 111 Тельца
- 2020-02-09
- 1
111 Тельца (111 Tauri , сокращ. 111 Tau ) — звезда в зодиакальном созвездии Тельца . Звезда имеет видимую звёздную величину +5,1149 m и, согласно шкале Бортля , звезда видна невооружённым глазом на засвеченном пригородном небе ( англ. Bright suburban sky ). У звезды есть спутник , который тоже входит в систему: 111 Тельца B (111 Tauri B , сокращ. 111 Tau B , также известен как Глизе 201 ) и имеет видимую звёздную величину +7,919 m и, согласно шкале Бортля , он виден невооружённым глазом только на идеально-тёмном небе ( англ. Excellent dark-sky site ).
Из измерений параллакса , полученных во время миссии Gaia известно, что первая звезда удалена примерно на 47,57 св. лет ( 14,58 пк ), а вторая на 47,50 св. лет ( 14,56 пк ) от Земли , соответственно. Обе звезды наблюдаются севернее , то есть видны практически на всей территории обитаемой Земли , за исключением приполярных областей Антарктиды . Лучшее время наблюдения — декабрь .
Звезда 111 Тельца движется довольно быстро относительно Солнца : её радиальная гелиоцентрическая скорость равна 37 км/с , что почти в 4 раза больше скорости местных звёзд Галактического диска , а также это значит, что звезда удаляется от Солнца . Звезда 111 Тельца приближалась к Солнцу на расстояние 19,4 св. лет 309 000 лет назад, когда она увеличивала свою яркость на 1,94 m до величины 3,17 m (то есть светила тогда, как Ню Кормы или Тета Большой Медведицы светит сейчас) . Звезда 111 Тельца B приближалась к Солнцу на расстояние 18,6 св. лет 302 000 лет назад, когда она увеличивала свою яркость на 0,86 m до величины 5,97 m (то есть светила тогда, как светит сейчас) . По небосводу обе звезды движутся на юго-восток , проходя по небесной сфере 0,25118 и 0,25107 угловых секунд в год, соответственно.
Средние пространственные скорости 111 Тельца и 111 Тельца B имеет очень похожие компоненты (U, V, W) A =(-38.1, −14.6, 7.1) и (U, V, W) B =(-38.5, −14.3, 6.8) , что означает U A = −38,1 км/с и U B = −38,5 км/с (движутся от галактического центра ), V A = −14,6 км/с и V B = −14,3 км/с (движутся против направления галактического вращения) и W A = 7,1 км/с и W B = 6,8 км/с (движутся в направлении северного галактического полюса ).
Имя звезды
111 Тельца ( латинизированный вариант лат. 111 Tauri ) являются обозначением Флемстида .
Обозначения компонентов как 111 Тельца AB и AC вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем , и принятого Международным астрономическим союзом (МАС) .
Свойства кратной системы
111 Тельца A и B являются очень широкой парой двойных звёзд , в который компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в 705,2 " , что соответствует, в предположении гравитационной связи между ними, большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 8705,6 а.е. и периоду обращения равному 767 214 лет . Если мы будем смотреть со стороны 111 Тельца на 111 Тельца B, то мы увидим оранжевую звёздочку, которая светит с яркостью −4,74 m , то есть с яркостью 1,74 Венеры (в среднем). Причём угловой размер звезды будет — 147,6 mas . И наоборот, если мы будем смотреть со стороны 111 Тельца B на, 111 Тельца то мы увидим жёлто-белую звёзду, которая светит с яркостью −7.55 m , то есть с яркостью с какой светила сверхновая звезда SN 1006 , вспыхнувшая в 1006 году в созвездии Волк . Причём угловой размер звезды будет — 368 mas .
Звезда 111 Тельца слегка переменная: во время наблюдений яркость звезды меняется на 0,04 m , колеблясь между значениями 4,98 m и 5,02 m , без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды или звёзд несколько периодов), тип переменной определён как переменная типа BY Дракона .
Есть свидетельства, что в системе 111 Тельца B присутствует третий компонент (скорее всего маломассивный и слабосветящийся красный карлик ), о котором ничего не известно .
Оценки возраста системы колеблются от 3,06 млрд. лет до 3,76 млрд. лет . Однако последнее определение возраста показало, что звезды очень молодые: текущий возраст системы 111 Тельца определён, как 20— 50 млн. лет . Также известно, что звёзды с массой 1,12 живут на главной последовательности порядка 7,28 млрд. лет , а звёзды с массой 0,73 живут на главной последовательности ещё дольше — порядка 24,1 млрд. лет и таким обозом звёзды в системе 111 Тельца ещё очень нескоро станут красными гигантами , а затем, сбросив внешние оболочки, станут белыми карликами .
Обе звезды являются членами рассеянного звёздного скопления Гиады .
Свойства 111 Тельца
111 Тельца — судя по её спектральному классу F8V звезда является карликом спектрального класса F , что указывает на то, что водород в ядре звезды ещё является ядерным «топливом», то есть звезда, находится на главной последовательности . Масса звезды равна: 1,12 . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 6015 К , что придаёт ей характерный жёлто-белый цвет.
В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и такая попытка была сделана в 1972 году . Данные об этом и других измерениях приведены в таблице:
Имя звезды | Год | m | Спектр | D ( mas ) | R абс ( ) | Комм. |
111 Тельца | 1972 | 4.98 | F8V | 0,75 | 1,3 | |
Глизе 202 | 1983 | 5.01 | F8V | — | 1.1 |
Сейчас, после миссии Gaia мы знаем, что радиус звезды должен быть 1,19 , то есть измерение 1983 года было недостаточно точным. Светимость звезды, равная 1,845 , типична для звезды спектрального класса F8 . Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле , получала бы примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 1,09 а. е. . Причём с такого расстояния 111 Тельца выглядела бы на 16 % больше нашего Солнца , каким мы его видим с Земли — 0,58° ( угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).
Звезда имеет поверхностную гравитацию , характерную для карлика 4,24 СГС или 173,8 м/с 2 , то есть на 37 % меньше, чем на Солнце ( 274,0 м/с 2 ). Звёзды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, одгако 111 Тельца имеет значение металличности от −0,14 до 0,05 , то есть от почти 72 % до 112 % от солнечного значения. Звезда показывает необычно высокое содержание лития , которое остаётся необъяснимым . Также звезда — известный источник рентгеновского излучения .
Эта звезда была исследована на предмет наличия избытка инфракрасного излучения , который мог бы указывать на наличие у неё остаточного диска , но значительного избытка не наблюдалось .
Скорость вращения 111 Тельца превосходит солнечную почти в 8 раз и равна 16,0 км/с , что даёт период вращения звезды — 3,5 дн. . Звезда также подвергается дифференциальному вращению, при котором скорость вращения зависит от широты .
Свойства 111 Тельца B
111 Тельца B — судя по её спектральному классу K5V звезда является карликом спектрального класса K , что указывает на то, что водород в ядре звезды является ядерным «топливом», то есть звезда, находится на главной последовательности . Масса звезды равна: 0,73 . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 4628 К , что придаёт ей характерный оранжевый цвет.
В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и такая попытка была сделана в 1983 году . Данные об этом измерения приведены в таблице:
Имя звезды | Год | m | Спектр | D ( mas ) | R абс ( ) | Комм. |
Глизе 201 | 1983 | 7.97 | K5V | — | 0.78 |
Сейчас, после миссии Gaia мы знаем, что радиус звезды должен быть 0,67 , то есть измерение 1983 года было недостаточно точным. Светимость звезды, равная 0,187 , несколько великовата для звезды спектрального класса K5 и может объяснятся её молодостью. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле , получала бы примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,43 а. е. , то есть, примерно на орбиту Меркурия , чья большая полуось орбиты равна 0,39 а. е. Причём с такого расстояния 111 Тельца B выглядела бы на 66 % больше нашего Солнца , каким мы его видим с Земли — 0,83° ( угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).
История изучения кратности звезды
В 1825 году британский астроном Дж. Саут , основываясь на записях от 1782 года , открыл двойственность 111 Тельца, то есть открыл компонент AB и звёзды вошли в каталоги как S 478 . В 1897 году сотрудники Военно-морской обсерватории США открыли тройственность 111 Тельца (то есть открыли компонент AC) и звёзды вошли в каталоги как WNO 52 . 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 | 1782 | 40 | 274° | 46.7″ | 5.06 m | 8.79 m |
1825 | 271° | 61.8″ | ||||
1922 | — | 85.4″ | ||||
2011 | 271° | 106.70″ | ||||
AC | 1897 | 18 | 252° | 707.5″ | 5.06 m | 7.88 m |
2015 | 252° | 707.2″ |
Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды 111 Тельца, есть один спутник:
- компонент B, звезда 9-й величины, находящаяся на угловом расстоянии 106,7 секунд дуги . У звезды известен каталожный номер HD 243294 , а также параллакс , и судя по нему звезда находится на расстоянии ~ 1000 св. лет и соответственно в систему 111 Тельца она не входит;
- компонент C, звезда 8-й величины, находящаяся на угловом расстоянии 707,2 секунд дуги , что соответствует физическому расстоянию равному 0,127 ± 0,119 св. лет или 8044,94 ± 7509,51 а.е. , относительная скорость составляет 4,887 ± 1,592 км/с . Вторая космическая скорость на расстоянии 0,127 ± 0,119 св. лет для звёздной системы с общей массой 1,85 + ( 1,12 + 0,73 + ? ) должна составлять 0,639 ± 0,596 км/с . Таким образом, согласно существующим данным две звезды претерпевают тесное сближение, но гравитационно не связаны друг с другом. Однако, звёзды, с очень малой долей вероятности, могут быть гравитационно связаны; это может произойти в результате обнаружения дополнительной близкой компоненты у обеих звёзд с большой массой и в случае новых уточнений параметров, которые будут указывать на более близкое расположение двух звёзд или на их меньшую относительную скорость. Звёзды, вероятно, родились совместно в одном молекулярном облаке , но теперь, удаляются, друг от друга по спирали.
Ближайшее окружение звезды
Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет от звезды 111 Тельца (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 |
Глизе 201 | K4 V | 0.04 |
104 Тельца | G4 V | 5.37 |
HD 29697 | K3 V | 9.42 |
M0.0 Ve | 11.81 | |
39 Тельца | G5 V | 18.29 |
Глизе 176 | M2,5V | 18.68 |
Лямбда Возничего | G1V | 18.71 |
Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет , есть ещё порядка 25 красных , оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M, а также 2 белых карлика которые в список не попали.
Примечания
- Комментарии
- Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
- Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
-
↑
Угловой диаметр
(δ) вычисляется по формуле
- , где R S — радиус звезды, выраженный в а.е. ; d S — расстояние до звезды
- S — ссылка на каталог Дж. Саута , 478 — номер записи в его каталоге
- WNO — ссылка на каталог Военно-морской обсерватории США , 52 — номер записи в этом каталоге
-
По состоянию данных на
2020 год
,
годичные параллаксы
111 Тельца
и 111 Тельца B
составляют
68,5628 ± 0,1742
mas
и
68,6595 ± 0,0530
mas
, что соответствует физическим расстояниям, равным
14,59 ± 0,04
пк
(
47,57 ± 0,12
св. лет
) и
14,56 ± 0,01
пк
(
47,50 ± 0,04
св. лет
), соответственно. Разница этих величин позволяет вычислить радиальную компоненту расстояния между двумя звёздами —
0,021 ± 0,026
пк
или
0,067 ± 0,084
св. лет
. Тангенциальная компонента расстояния получается из
прямого восхождения
и
склонения
звёзд. У 111 Тельца
их значения составляют 05
ч
24
м
25.46± 0.16
с
и +17° 23′ 00.73±0.12″, у звезды 111 Тельца B
— 05
ч
23
м
38.38±0.05
с
и +17° 19′ 26.82±0.04″. Вычислив разницу по каждой из координат, переведя секунды прямого восхождения к секундам дуги и затем
сложив
эти величины, получаем угловое разделение звёзд
275,90 ± 0,21
"
, которое на среднем расстоянии от
Земли
14,5
пк
соответствует тангенциальному физическому расстоянию
4029,75 ± 3,08
а. е.
или
0,01954 ± 0,00001
пк
(
0,06369 ± 0,00005
св. года
).
Сложив
радиальное и тангенциальное расстояния, получаем физическое расстояние между 111 Тельца и 111 Тельца B равное
5847,33 ± 5306,97
а. е.
или
0,02 ± 0,01
пк
(
0,06 ± 0,01
св. лет
). Так как тангенциальная компонента расстояния известна с бóльшей точностью, она накладывает ограничение снизу на ошибки полученных величин
0,028
+0,026
−0,004 пк или 0,092 +0,08
−0,014 св. лет , что после перевода к среднему значению ошибки даёт значение расстояния — 0,04 ± 0,04 пк или 0,13 ± 0,11 св. лет -
По состоянию данных на
2020 год
, собственные движения 111 Тельца
составляют
250,765 ± 0,316
mas
/
год
и
−7,332 ± 0,209
mas
/
год
, у звезды 111 Тельца B —
251,000 ± 0,092
mas
/
год
и
−5,778 ± 0,068
mas
/
год
. Эти значения соответствуют относительному угловому смещению
0,235 ± 0,408
mas
/
год
по прямому восхождению и
1,554 ± 0,277
mas
/
год
по склонению, что даёт общее угловое относительное движение, равное
1,5717 ± 0,4931
mas
/
год
. Согласно определению
парсека
, последнее значение собственного движения на расстоянии
14,5
соответствует значению тангенциальной скорости
0,023 ± 0,004
а.е.
/
год
или
0,109 ± 0,002
км
/
с
. Радиальная составляющая относительной скорости получается из разницы радиальных скоростей звёзд, которая у 111 Тельца составляет
42,193 ± 0,001
км
/
с
, а у 111 Тельца B —
38,9 ± 0,2
км
/
с
.
Сложив
радиальную и тангенциальную составляющие, получаем значение относительной скорости 111 Тельца и 111 Тельца B, равное
3,293 ± 0,200
км
/
с
. Так как тангенциальная компонента скорости известна с бóльшей точностью, она накладывает ограничение снизу на ошибку полученной величины
3,293
+0,200
−3,383 км / с , что после перевода к среднему значению ошибки даёт значение относительной скорости — 4,887 ± 1,592 км / с - Расчёт второй космической скорости по стандартной формуле для суммы масс двух звёзд и их взаимного расстояния
- Источники
- ↑ Mason B. D., Wycoff G. L., Hartkopf W. I., Douglass G. G., Worley C. E. (англ.) // The Astronomical Journal / , — New York City: IOP Publishing , AAS , University of Chicago Press , AIP , 2001. — Vol. 122, Iss. 6. — P. 3466–3471. — ISSN ; —
- ↑ Waite, I. A.; Marsden, S. C.; Carter, B. D.; Petit, P.; Donati, J.-F.; Jeffers, S. V.; Boro Saikia, S. Magnetic fields on young, moderately rotating Sun-like stars – I. HD 35296 and HD 29615 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press , 2015. — Vol. 449 , no. 1 . — P. 8—24 . — doi : . — . — arXiv : .
- ↑ (англ.) (недоступная ссылка — ) . A.Tokovinin.
-
↑
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 ) - ↑ Holmberg, J.; Nordstrom, B.; Andersen, J. The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2009. — July ( vol. 501 , no. 3 ). — P. 941—947 . — doi : . — . — arXiv : .
-
↑
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 - Fuhrmann, Klaus (February 2008), "Nearby stars of the Galactic disc and halo - IV", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.) , 384 (1): 173—224, Bibcode : , doi :
- ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. A catalogue of multiplicity among bright stellar systems (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press , 2008. — September ( vol. 389 , no. 2 ). — P. 869—879 . — doi : . — . — arXiv : .
- ↑ (англ.) , SIMBAD Astronomical Object Database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Архивировано из 19 августа 2020 , Дата обращения: 9 декабря 2019
- ↑ (англ.) . ГАИШ .
- ↑ Chen, Y. Q.; Nissen, P. E.; Zhao, G.; Zhang, H. W.; Benoni, T. Chemical composition of 90 F and G disk dwarfs (англ.) // Astronomy and Astrophysics Supplement : journal. — 2000. — February ( vol. 141 , no. 3 ). — P. 491—506 . — doi : . — . — arXiv : .
- ↑ Takeda, Yoichi. Fundamental Parameters and Elemental Abundances of 160 F-G-K Stars Based on OAO Spectrum Database (англ.) // vol. 59 , no. 2 ). — P. 335—356 . — doi : . — . : journal. — 2007. — April (
- ↑ Schröder, C.; Reiners, A.; Schmitt, J. H. M. M. Ca II HK emission in rapidly rotating stars. Evidence for an onset of the solar-type dynamo (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2009. — January ( vol. 493 , no. 3 ). — P. 1099—1107 . — doi : . — .
- ↑ Hempelmann, A.; Mittag, M.; Gonzalez-Perez, J. N.; Schmitt, J. H. M. M.; Schröder, K. P.; Rauw, G. (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2016. — Vol. 586 . — P. A14 . — doi : . — . 19 сентября 2020 года.
-
↑
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 - ↑ Koen, C.; Kilkenny, D.; van Wyk, F.; Marang, F. UBV(RI) C JHK observations of Hipparcos-selected nearby stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press , 2010. — Vol. 403 , no. 4 . — P. 1949—1968 . — doi : . — .
- ↑ (англ.) . .
- ↑ (англ.) , SIMBAD Astronomical Object Database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 9 декабря 2019
- SIMBAD Astronomical Database
- ↑ . Каталог ярких звёзд . Дата обращения: 10 августа 2020. 21 января 2020 года.
-
↑
Anderson, E.; Francis, Ch. (
2012
), "XHIP: An extended hipparcos compilation",
Astronomy Letters
(англ.)
,
38
(5): 331,
arXiv
:
,
Bibcode
:
,
doi
:
.
{{ citation }}
: Проверьте значение даты:|year=
( справка ) -
↑
Anderson, E.; Francis, Ch. (
2012
), "XHIP: An extended hipparcos compilation",
Astronomy Letters
(англ.)
,
38
(5): 331,
arXiv
:
,
Bibcode
:
,
doi
:
.
{{ citation }}
: Проверьте значение даты:|year=
( справка ) - (англ.) . .
- Montes, D.; López-Santiago, J.; Gálvez, M. C.; Fernández-Figueroa, M. J.; De Castro, E.; Cornide, M. Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press , 2001. — November ( vol. 328 , no. 1 ). — P. 45—63 . — doi : . — . — arXiv : .
-
(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
:
[
].
{{ cite arXiv }}
: Проверьте значение даты:|date=
( справка ) - ↑ Trilling, D. E. et al. Debris Disks around Sun-like Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 2008. — February ( vol. 674 , no. 2 ). — P. 1086—1105 . — doi : . — . — arXiv : .
- ↑ Makarov, V. V.; Zacharias, N.; Hennessy, G. S. Common Proper Motion Companions to Nearby Stars: Ages and Evolution (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 2008. — November ( vol. 687 , no. 1 ). — P. 566—578 . — doi : . — . — arXiv : .
- ↑ (англ.) . .
- (англ.) . .
- Reiners, A. Rotation- and temperature-dependence of stellar latitudinal differential rotation (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2006. — January ( vol. 446 , no. 1 ). — P. 267—277 . — doi : . — . — arXiv : .
- ↑ (англ.) . .
- (англ.) . Дата обращения: 10 августа 2020. 16 марта 2016 года.
- (англ.) . . Дата обращения: 10 августа 2020. 2 августа 2016 года.
- ↑ (англ.) , SIMBAD Astronomical Object Database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 9 декабря 2019
- (англ.) . .
Ссылки
- 2020-02-09
- 1