Это не официальный сайт wikipedia.org 01.01.2023

Лямбда Весов — Википедия
Википедия

Лямбда Весов

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

Лямбда Весов
Двойная звезда
Libra constellation map ru lite.png
Red circle.svg
StarArrowOL.svg
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Кратная звезда
Прямое восхождение 15ч 53м 20,05с[1]
Склонение −20° 10′ 1,42″[1]
Расстояние 380,8±14,6 св. года (116,8±4,5 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) 5,03[2]
Созвездие Весы
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −2,0 ± 0,5[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −9,81[1] mas в год
 • склонение −26,85[1] mas в год
Параллакс (π) 8,5645 ± 0,3169[4] mas
Абсолютная звёздная величина (V) − 0,56[5]
Спектральные характеристики
Спектральный класс B3V[6]
Показатель цвета
 • B−V −0.023[2]
 • U−B −0.584[2]
Переменность ELL[7]
Физические характеристики
Радиус 3,9 R☉
Возраст 282 млн лет
Светимость 743 L☉
Вращение 138 км/с[14] и 137 км/с[14]
Элементы орбиты
Период (P) 14,4829 ± 0,0004 дн.[8]
или 0,0396 лет
Большая полуось (a) 0,001610[9]″
Эксцентриситет (e) 0,27 ± 0,09[8]
Эпоха периастра (T) 2 435 172,380 ± 0,664 JD[8]
Аргумент перицентра (ω) 217 ± 17[8]
Коды в каталогах

Ba Лямбда Весов; λ Весов, Lambda Librae, λ Librae, Lambda Lib, λ Lib
Fl 45 Весов, 45 Librae, 45 Lib
BD -19 4249, FK5 1415, HD 142096, HIC 77811, HIP 77811, HR 5902, IRAS 15504-2001, PPM 264819, SAO 183895, 2MASS J15532005-2010012, GC 21327, GCRV 9144, N30 3566, TD1 18632, TYC 6195-1763-1

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Источники: [13]
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Лямбда Весов имеет видимую звёздную величину +5,03m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом на засвеченном пригородном небе (англ. Bright suburban sky). Из измерений параллакса, полученных во время миссии Gaia[4], 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 0,22m[5]. 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[15].

Лямбда Весов движется довольно медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна 6 км/с[15], 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[16] назад, когда она увеличивала свою яркость на 0,12m до величины 4,91m (то есть звезда светила примерно как Пси1 Возничего светят сейчас). По небосводу звезда движется на юго-запад[17], 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)[16], 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[17]. 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[17].

Свойства кратной системыПравить

Параметры орбиты пары Лямбда Весов Aa и Ab
Параметр Значение
1987[18] 1990[19] 1999[20]
Период P 14,4829 д. 14,4829 ± 0,0004 д. 12,4619 ± 0,0005 д.
Эксцентриситет e 0.27 0.27 0.40±0.03

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[9], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 0,18412 а.е. и периоду обращения равному 14,4829 дн.[9], то есть звезда находится на расстоянии 39,59  R ⨀   (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[8]. Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 0,13 а.е. (28,9  R ⨀  ), то удаляются на расстояние 0,23 а.е. (50,28  R ⨀  ).

Звезда слегка переменная: во время наблюдений яркость звезды меняется на 0,02m, колеблясь вокруг значения 5,03m[21], 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[5], также известно, что звёзды с массой 3,67  M ⨀  [9] 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[9]. Система является источником рентгеновского излучения[22], а сама звезда является возможным членом OB-ассоциации Скорпиона — Центавра[23].

Свойства компонента AaПравить

Лямбда Весов Aa, судя по её массе, которая вычеслена по законам Кеплера и равна 3,67  M ⨀  [9] родилась как карлик спектрального класса B8V. Тогда её радиус был порядка 3,0  R ⨀  , а эффективной температуре около 11 400 К[24], 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[4], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Её светимость равна 743  L ⨀  [11], хотя по закону Стефана-Больцмана, её светимость составляет 109  L ⨀  , 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) Rабс
( R ⨀  ) 		Комм.
1972 5,02 B3V 0,22 3,9 [25]
1979 5,03 B2.5V 0,21 3,2 [26]

Eё радиус в настоящее время, оценивается в 3,9  R ⨀  [10].

Зная массу и радиус звезды можно вычислить, что звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для карликовой звезды/субгиганта —3,84 СГС[11] 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[11], 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[12], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, — 1,3 дней.

Также она бедная гелием пекулярная звезда[27]. Она является потенциальной Вега-подобной звездой и это означает, что она показывает избыток инфракрасного излучения характерный для остаточного диска[28].

Свойства компонента AbПравить

Лямбда Весов Ab, судя по её массе, которая вычмслена по законам Кеплера и равна 2,04[9], родилась как карлик спектрального класса A3V[29] (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[29], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A. Радиус подобных звёзд оценивается в 2  R ⨀  [29]. Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что светимость звезды, равна 14,7  L ⨀  . Абсолютная звёздная величина подобных звёзд равна 1,7m, таким образом, видимая звёздная величина на расстоянии 381 св. лет составит порядка 6,95m, однако видна она не будет поскольку её свет будет полностью затмевается её спутником.

ПримечанияПравить

Комментарии
  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ Абсолютная звёздная величина вычисляется по формуле:: M = m − 5 lg ⁡ d d 0  , где m   — видимая звёздная величина, d   — расстояние до объекта в пк, d 0 =  10 пк
  3. ↑ Компоненты звезды не видны в телескоп, но могут изучатся с помощью спектрографа
Источники
  1. ↑ 1 2 3 4 van Leeuwen, F. (November 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357 
  2. ↑ 1 2 3 4 Gutierrez-Moreno, Adelina & Moreno, Hugo (June 1968), A photometric investigation of the Scorpio-Centaurus association, Astrophysical Journal Supplement (англ.) Т. 15: 459, DOI 10.1086/190168 
  3. ↑ de Bruijne, J. H. J. & Eilers, A.-C. (October 2012), Radial velocities for the HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project, Astronomy & Astrophysics (англ.) Т. 546: 14, A61, DOI 10.1051/0004-6361/201219219 
  4. ↑ 1 2 3 4 Brown, A. G. A.; et al. (August 2018), Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties, Astronomy & Astrophysics (англ.) Т. 616, DOI 10.1051/0004-6361/201833051  Gaia DR2 record for this source (фр.). vizier.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021. Архивировано 15 августа 2021 года. at VizieR
  5. ↑ 1 2 3 4 Gontcharov, G. A. (November 2012), Spatial distribution and kinematics of OB stars, Astronomy Letters (англ.) Т. 38 (11): 694–706, DOI 10.1134/S1063773712110035 
  6. ↑ Houk, Nancy & Smith-Moore, M. (1978), Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars, vol. 4, Ann Arbor: Dept. of Astronomy, University of Michigan (англ.) 
  7. ↑ Hoffleit, Dorrit (1996), A Catalogue of Correlations Between Eclipsing Binaries and Other Categories of Double Stars, The Journal of the American Association of Variable Star Observers (англ.) Т. 24 (2): 105–116 
  8. ↑ 1 2 3 4 5 Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H. & Fekel, F. C. (2004), SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits, Astronomy & Astrophysics (англ.) Т. 424 (2): 727, DOI 10.1051/0004-6361:20041213 
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Multiple Star Catalog (HIP => 77811) (англ.). A.Tokovinin.
  10. ↑ 1 2 Pasinetti Fracassini, L. E.; Pastori, L.; Covino, S. & Pozzi, A. (bruary 2001), Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) – Third edition – Comments and statistics, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 367: 521–524, DOI 10.1051/0004-6361:20000451 
  11. ↑ 1 2 3 4 5 Hohle, M. M.; Neuhäuser, R. & Schutz, B. F. (April 2010), Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants, Astronomische Nachrichten (англ.) Т. 331 (4): 349, DOI 10.1002/asna.200911355 
  12. ↑ 1 2 Abt, Helmut A.; Levato, Hugo & Grosso, Monica (2002), Rotational Velocities of B Stars, The Astrophysical Journal (англ.) Т. 573: 359, DOI 10.1086/340590 
  13. ↑ * lam Lib -- Spectroscopic binary (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Дата обращения: 31 июля 2020. Архивировано 5 ноября 2020 года.
  14. ↑ 1 2 Simón-Díaz S., Godart M., Castro N., Aerts C., Puls J., Telting J., Grassitelli L., Herrero A. The IACOB project . III. New observational clues to understand macroturbulent broadening in massive O- and B-type stars (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2016. — Vol. 597. — P. 22–22. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201628541 — arXiv:1608.05508
  15. ↑ 1 2 HR 5902  (рус.). Каталог ярких звезд. Дата обращения: 31 июля 2020. Архивировано 22 января 2020 года.
  16. ↑ 1 2 Anderson, E. & Francis, Ch. (2012), XHIP: An extended hipparcos compilation, Astronomy Letters (англ.) Т. 38 (5): 331, DOI 10.1134/S1063773712050015  XHIP recno=77558 (фр.). vizier.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021.
  17. ↑ 1 2 3 Lambda Librae (45 Librae) Star Facts (англ.). Universe Guide. Архивировано 5 июня 2021 года.
  18. ↑ Basic data (System:865+1) (англ.). D.Pourbaix  (неопр.). sb9.astro.ulb.ac.be. Дата обращения: 24 июня 2021..
  19. ↑ Basic data (System:865+3) (англ.). D.Pourbaix  (неопр.). sb9.astro.ulb.ac.be. Дата обращения: 24 июня 2021..
  20. ↑ Basic data (System:865+3) (англ.). D.Pourbaix  (неопр.). sb9.astro.ulb.ac.be. Дата обращения: 24 июня 2021..
  21. ↑ lam Lib (англ.). ГАИШ.
  22. ↑ Berghoefer, T. W.; Schmitt, J. H. M. M. & Cassinelli, J. P. (September 1996), The ROSAT all-sky survey catalogue of optically bright OB-type stars, Astronomy and Astrophysics Supplement (англ.) Т. 118: 481–494 
  23. ↑ l Librae (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 31 июля 2020. Архивировано 10 марта 2016 года.
  24. ↑  (англ.) Silaj, J.; Jones, C. E.; Sigut, T. A. A. & Tycner, C. (November 2014), The Hα Profiles of Be Shell Stars, The Astrophysical Journal Т. 795 (1): 12, 82, DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82 
  25. ↑ Pasinetti Fracassini, L. E.; Pastori, L.; Covino, S. & Pozzi, A. (bruary 2001), Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) – Third edition – Comments and statistics, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 367: 521–524, DOI 10.1051/0004-6361:20000451  CADARS catalog entry: recno=6890 (фр.). webviz.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021. at VizieR (фр.). webviz.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021. Архивировано 12 октября 2020 года.
  26. ↑ Pasinetti Fracassini, L. E.; Pastori, L.; Covino, S. & Pozzi, A. (bruary 2001), Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) – Third edition – Comments and statistics, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 367: 521–524, DOI 10.1051/0004-6361:20000451  CADARS catalog entry: recno=6889 (фр.). webviz.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021. at VizieR (фр.). webviz.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021. Архивировано 12 октября 2020 года.
  27. ↑ Renson, P. & Manfroid, J. (May 2009), Catalogue of Ap, HgMn and Am stars, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 498 (3): 961–966, doi:10.1051/0004-6361/200810788, <https://zenodo.org/record/890529/files/article.pdf>  Архивная копия от 15 сентября 2020 на Wayback Machine
  28. ↑ Saffe, C.; Gómez, M.; Pintado, O. & González, E. (October 2008), Spectroscopic metallicities of Vega-like stars, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 490 (1): 297–305, DOI 10.1051/0004-6361:200810260 
  29. ↑ 1 2 3 Adelman, S. J. The physical properties of normal a stars (англ.) // International Astronomical Union : journal. — 2005. — Vol. 2004. — doi:10.1017/S1743921304004314.

СсылкиПравить

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Лямбда_Весов&oldid=124770745