Лямбда Весов (λ Весов, Lambda Librae, λ Librae , сокращ. Lambda Lib, λ Lib ) — кратная звезда в зодиакальном созвездии Весов . Лямбда Весов находится почти на эклиптике , поэтому она может покрываться Луной и (редко) планетами .

Лямбда Весов имеет видимую звёздную величину +5,03 ^m , и, согласно шкале Бортля , видна невооружённым глазом на засвеченном пригородном небе ( англ. Bright suburban sky ). Из измерений параллакса , полученных во время миссии Gaia , известно, что звезда удалена примерно на 381 св. лет ( 116 пк ) от Земли . На таком расстоянии видимая звёздная величина этой системы уменьшается из-за межзвёздного поглощения межзвёздной пылью на величину 0,22 ^m . Звезда наблюдается южнее 70° с. ш. , то есть звезда видна южнее островов Тромс , Вайгач , полуострова Ямал и острова Баффинова Земля . Лучшее время для наблюдения — май .

Лямбда Весов движется довольно медленно относительно Солнца : её радиальная гелиоцентрическая скорость равна 6 км/с , что составляет 60 % скорости местных звёзд Галактического диска , а также это значит, что звезда удаляется от Солнца . Звезда приближалась к Солнцу на расстояние 360,59 св. лет 0,938 млн. лет назад, когда она увеличивала свою яркость на 0,12 ^m до величины 4,91 ^m (то есть звезда светила примерно как светят сейчас). По небосводу звезда движется на юго-запад , проходя по небесной сфере со 0,0286 угловых секунд в год.

Средняя пространственная скорость Лямбда Весов имеет компоненты (U, V, W)=(-1.3, −13.6, −6.7) , что означает U= −1,3 км/с (движется по направлению от галактического центра ), V= −13,6 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W= −6,7 км/с (движется в направлении южного галактического полюса ).

Лямбда Весов ( латинизированный вариант лат. Lambda Librae ) является обозначением Байера , данным им звезде в 1603 году . Хотя звезда имеет обозначение λ ( Лямбда — 11-я буква греческого алфавита ), однако, сама звезда — 17-я по яркости в созвездии . 45 Весов ( латинизированный вариант лат. 45 Librae ) является обозначением Флемстида .

Свойства кратной системы

Лямбда Весов Aa и Ab являются очень узкой парой спектрально-двойных звёзд , в который компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в 1,610 mas , что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 0,18412 а.е. и периоду обращения равному 14,4829 дн. , то есть звезда находится на расстоянии 39,59 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ (для сравнения радиус орбиты Меркурия равен 0,39 а.е. и период обращения равен 87,969 дн ). У орбиты весьма большой эксцентриситет , который равен 0,27 . Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 0,13 а.е. ( 28,9 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ ), то удаляются на расстояние 0,23 а.е. ( 50,28 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ ).

Звезда слегка переменная: во время наблюдений яркость звезды меняется на 0,02 ^m , колеблясь вокруг значения 5,03 ^m , без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды или звёзд несколько периодов), тип переменной определён как эллипсоидальная переменная . Причём звёзды расположены так близко, что Лямбда Весов Aa и Лямбда Весов Ab «делают» свои спутники эллипсоидальными звёздами, заставляя их вытягиваться в свою сторону.

Возраст звезды Лямбда Весов определён, как 282 млн. лет , также известно, что звёзды с массой 3,67 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ живут на главной последовательности порядка 0,262 млрд. лет , то таким обозом Лямбда Весов Aa уже скоро, через несколько десятков миллионов лет, станет красным гигантом , а затем, сбросив внешние оболочки, станет белым карликом . При чём в этой фазе своего существования она, наверняка, поглотит Лямбда Весов Ab, возможно, произведя вспышку, подобную новой звезде .

Есть свидетельства, что в системе присутствует третий компонент, о котором ничего не известно . Система является источником рентгеновского излучения , а сама звезда является возможным членом OB-ассоциации Скорпиона — Центавра .

Свойства компонента Aa

Лямбда Весов Aa, судя по её массе, которая вычеслена по законам Кеплера и равна 3,67 родилась как карлик спектрального класса B8V. Тогда её радиус был порядка 3,0 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ , а эффективной температуре около 11 400 К , но затем в процессе 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 , однако звезда, по-видимому, собирается отказаться от своего водородного «горения» в ядре, если это ещё не произошло. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 9455 К , что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Её светимость равна 743 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ , хотя по закону Стефана-Больцмана , её светимость составляет 109 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ , что также может указывать на завершение звёздной эволюции и переходу к стадии субгиганта .

В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1972 году, а поскольку звезда двойная то скорее всего измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Лямбда Весов Aa, измеренный напрямую

Год	m	Спектр	D ( mas )	R абс ( ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ )	Комм.
1972	5,02	B3V	0,22	3,9
1979	5,03	B2.5V	0,21	3,2

Eё радиус в настоящее время, оценивается в 3,9 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ .

Зная массу и радиус звезды можно вычислить, что звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для карликовой звезды / субгиганта — 3,84 СГС или 69,2 м/с² , что составляет 25 % от солнечного значения ( 274,0 м/с² ).

Лямбда Весов Aa имеет металличность существенно меньшую по сравнению Солнцем и равную − 0,27 , то есть 54 % от солнечного значения, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из других областей Галактики , где было дольно много металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря менее плотному звёздному населению и меньшему количеству сверхновых звёзд . Лямбда Весов Aa вращяется со скоростью в 77,5 раз больше солнечной и равной 155 км/с , что даёт период вращения звезды, по крайней мере, — 1,3 дней .

Также она бедная гелием пекулярная звезда . Она является потенциальной Вега -подобной звездой и это означает, что она показывает избыток инфракрасного излучения характерный для остаточного диска .

Свойства компонента Ab

Лямбда Весов Ab, судя по её массе, которая вычмслена по законам Кеплера и равна 2,04 , родилась как карлик спектрального класса A3V (то есть звезда будет напоминать по характеристикам Фомальгаут ), 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 8000 К , что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A . Радиус подобных звёзд оценивается в 2 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ . Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана , можно узнать, что светимость звезды, равна 14,7 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ . Абсолютная звёздная величина подобных звёзд равна 1,7 ^m , таким образом, видимая звёздная величина на расстоянии 381 св. лет составит порядка 6,95 ^m , однако видна она не будет поскольку её свет будет полностью затмевается её спутником.

Примечания

Комментарии

Источники

Ссылки

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