Это не официальный сайт wikipedia.org 01.01.2023

Ню Октанта — Википедия
Википедия

Ню Октанта

Ню Октанта (ν Октанта, Nu Octantis, ν Octantis, сокращ. nu Oct, ν Oct), — спектрально-двойная звезда в южном созвездии Октанта. Ню Октанта имеет видимую звёздную величину +3,73m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе (англ. Inner-city sky).

Ню Октанта; ν Октанта
Двойная звезда
Octans 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 Двойная звезда
Прямое восхождение 21ч 41м 28,65с[1]
Склонение −77° 23′ 24,16″[1]
Расстояние 63,3±0,8 св. года (19,4±0,2 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) 3.73[2]
Созвездие Октант
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +34,40[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +66,41[1] mas в год
 • склонение −239,10[1] mas в год
Параллакс (π) 51.5172 ± 0.6525[4] mas
Абсолютная звёздная величина (V) +2.10[2]
+2.02[5]
Спектральные характеристики
Спектральный класс K1III[6]
Показатель цвета
 • B−V +1.00[7]
 • U−B +0.89[7]
Физические характеристики
Масса 1,4 M☉[12]
Радиус 5,717671 ± 0,319669 R☉[13]
Возраст ~2,5-3 млрд.[5] лет
Температура 4900 К[14]
Светимость 15,247777 ± 0,219775 L☉[13]
Металличность 0,08[14]
Элементы орбиты
Период (P) 1050,69+0,05
−0,07 дн.
или 2,88[5] лет
Большая полуось (a) 2,62959+0,00009
−0,00011 а.е.[5]
или 0,052[8]″
Эксцентриситет (e) 0,23680 ± 0,00007[5]
Наклонение (i) 70,8 ± 0,9[5]°v
Узел (Ω) 87 ± 1,2[5]°
Аргумент перицентра (ω) 74,970 ± 0,016[5]
Коды в каталогах

Ba Ню Октанта; ν Октанта, Nu Octantis, ν Octantis, nu Oct, ν Oct
CCDM J21415-7723AB, FK5 810, HD 205478, HIC 107089, HIP 107089, HR 8254, IRAS 21360-7736, PPM 375094, SAO 257948, 2MASS J21412863-7723243, GC 30289, GCRV 13593, GJ 9744, LTT 8619, N30 4773, PLX 5201, TD1 28250, TYC 9478-1483-1, UBV 18562, WDS J21415-7723AB

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Источники: [11]
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Gaia[4], известно, что звезда удалена примерно на 63,3 св. лет (19,4 пк) от Земли. Звезда наблюдается южнее 13° с. ш., то есть видна южнее оз. Чад, южнее шт. Карнатака (Индия), о. Миндоро, о. Бекия (арх. Гренадины), южнее стратовулкана Косигуина (Никарагуа) и залива Фонсека. Видна в южной приполярной области неба круглый год[8].

Ню Октанта движется весьма быстро относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость практически равна 34 км/с[8], что более чем в 3 раза больше скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Звезда приблизилось к Солнцу на расстояние 41 св. год 396 000 лет назад, когда оно имело яркость до величины 2,59m (то есть светило примерно как Дельта Льва светит сейчас). По небосводу звезда движется на юго-восток[15].

Средняя пространственная скорость Ню Октанта имеет компоненты (U, V, W)=(6,4, −39.8, −12.3)[16], что означает U=6,4 км/с (движется по направлению к галактическому центру), V=−39,8 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W=−12,3 км/с (движется в направлении галактического южного полюса). Галактическая орбита Ню Октанта находится на расстоянии от 19 788 св. лет до 28 316 св. лет от центра Галактики[16].

Имя звездыПравить

Ню Октанта (латинизированный вариант лат. Nu Octantis) является обозначением Байера, данное звезде Лакайлем в 1754 году[15]. Хотя звезда и имеет обозначение ν (Ню — 13-я буква греческого алфавита), однако сама звезда — 1-ая по яркости в созвездии.

Обозначения компонентов как Ню Октанта AB вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[17].

Свойства двойной звездыПравить

Ню Октанта— это довольно близкая (звёзды не видны в телескоп) пара звёзд. Обе звезды отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,052 ″[8], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 2,63 а.е.[5] и периоду обращения по крайней мере, 1051 дн.[5] или 2,88 лет (для сравнения радиус орбиты астероида Фидес равен 2,64 а.е. и период обращения равен 4,3 года (подобный большой период обращения связан с тем, что Солнце имеет меньшую массу, чем звезда Ню Октанта A)). У орбиты довольно большой эксцентриситет, который равен 0,2368[5] (почти вдвое больший, чем у того же астероида Фидес). Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 2,00 а.е., то удаляются на расстояние 3,25 а.е. Наклонение в системе довольно велико и составляет 70,8 °[5].

Если мы будем смотреть со стороны Ню Октанта B на Ню Октанта A, то мы увидим оранжевую звёзду, которая светит с яркостью от −27,41m, то есть с яркостью 1,85 светимости Солнц (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~1,20°[b], то есть угловой размер звезды почти в 2,4 раза больше углового размера нашего Солнца. С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Ню Октанта A на Ню Октанта B, то мы увидим оранжевую звёздочку, которая светит с яркостью −21,91m, то есть с яркостью 0,01 светимости Солнц. Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~0,11°[b], что составляет 22,3 % диаметра нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

В периастре (2,00 а.е.) В апоастре (3,25 а.е.)
m L ⨀   D°[b] D ⨀  % m L ⨀   D°[b] D ⨀  %
A→B -22,51 0,02 0,16 32 % -21,45 0,007 0,1 20 %
B→A -28,01 3,20 1,57 314 % -26,95 1,21 0,97 193,5 %

Свойства компонента AПравить

Ню Октанта A — судя по её спектральному классу K1III[6][c] является оранжевым гигантом, то есть вместо водорода ядерным «топливом» в ядре звезды уже служит гелий, а сама звезда сошла с главной последовательности. Звезда, в таком случае, будет излучать энергию со своей внешней атмосферы при температуре порядка 4860 К[10] что будет придавать ей характерный оранжевый цвет звезды спектрального класса K.

Масса звезды ещё в XX веке определялась как 1,04  M ⨀  [9]. Однако уже в XXI веке, после более точного измерения орбиты, по законам Кеплера её масса стала считаться равной 1,61  M ⨀  [5]. А это значит, что исходя из теории звёздной эволюции, звезда начала свою жизнь как звезда главной последовательности спектрального класса A, а более конкретно A9V[20]. Таким образом, тогда её радиус должен был быть равен 1,55  R ⨀  , а температура её поверхности должна была быть порядка 7100 К[20]. Светимость звезды тогда была 5,5  L ⨀  . Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 2,35 а. е., но в данной звёздной системе это невозможно. Итак в настоящее время звезда эволюционирует: её радиус увеличивается, а температура поверхности падает.

В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1967 году[21] и поскольку звезда двойная, то скорее всего измерялся радиус наиболее яркого компонента. Данные об этих измерениях приведены в таблице.

Радиус звезды Ню Октанта, измеренный напрямую
Год m Спектр D (mas) Rабс ( R ⨀  ) Комм.
1967 3.75 K0III — 7.6 [21]
1969 3.29 K0III 2.9 12 [22]

Сейчас мы знаем, что радиус составляет 5,9  R ⨀  [9], то есть измерение 1967 года было наиболее адекватным, но не точным. Светимость Ню Октанта A равна 17,53  L ⨀  [2], что совсем не много для настоящего гиганта.

Поверхностная гравитация, чьё значение равно 2,0 СГС[5] или 100 м/с2, то есть в 2,74 раза меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2). также указывает на то, что звезде есть куда эволюционировать, впереди у неё ещё несколько десятков миллионов лет жизни, поскольку у красных гигантов значение поверхностной гравитации равно ~1,5 СГС. Скорость вращения у Ню Октанта A в общем солнечная и равна 2,0 км/с[5], что даёт период вращения звезды — 153,4 или порядка 5 месяцев.

К сожалению, не известен точный текущий возраст системы который определён как 2,5-3 млрд.[5], но известно, что звёзды с массой 1,61  M ⨀   живут на главной последовательности порядка 2,64 млрд. лет. Таким образом, через несколько десятков миллионов лет Ню Октанта A станет красным гигантом. При чём в этой фазе своего существования она может поглотить Ню Октанта B, возможно, произведя вспышку, подобную новой звезде, а затем, сбросив внешние оболочки, она станет белым карликом.

Свойства компонента BПравить

Звезда Ню Октанта B, судя по её массе, которая равна 0,585  M ⨀  [5] является оранжевым карликом спектрального класса, скорее всего, K8V то есть водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», а сама звезда нахолится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при температуре порядка 4000 К что будет придавать ей характерный оранжевый цвет Её радиус должен быть порядка 0,6  R ⨀  , а светимость порядка 0,1  L ⨀  [23].

Планетная системаПравить

В 2009 году была выдвинута гипотеза, что система содержит как минимум одну экзопланету, основанную на возмущениях в орбитальном периоде[10]. Простое решение было быстро исключено[24], но ретроградная орбита остаётся возможным решением, хотя вместо этого изменения в спектре могут быть связаны с тем, что вторичная звезда сама по себе является близкой двойной системой[25], поскольку образование планеты в такой системе будет затруднено из-за динамических возмущений[26].

Таким образом, Ню Октанта имеет одну неподтверждённую планету, газовый гигант с обозначением Ню Октанта b[27]. Нарушения в спектре более крупной звезды предполагают, что планета вращается вокруг родительской звезды за 1,14 года на расстоянии 1,3 а.е. Её приблизительная масса составляет 2.1 массы Юпитера[5][28]. Эксцентриситет орбиты в четыре раза меньше, чем у Ню Октанта B и равен 0,086.

Если мы будем брать систему всю Ню Октанта, то увидим, что два объекта «резонируют» в соотношение 2:5: планета делает 5 оборотов вокруг Ню Октанта A, а Ню Октанта B делает 2 оборота. Такая планета имела бы крайне нестабильную орбиту, и трудно понять, как она могла бы существовать (в отличие от случая с 16 Лебедя B b, где две звезды имеют гораздо большее расстояние друг от друга). Существуют и другие возможности для спектральных возмущений, и реальность планеты ещё не подтверждена[29].

Планета
 Масса
(MJ) 		Радиус
(RJ) 		Период обращения
(дней) 		Большая полуось
орбиты (а. е.) 		Эксцентриситет
орбиты 		Наклонение
орбиты
b 2,1059 — 414,8 1,276 0,086 112,5°

История изучения кратности звездыПравить

В 1978 году английские астрономы Морган, Беддос , Скаддан и Даймти англ. Morgan B.L., Beddoes D.R., Scaddan R.J. and Dainty J.C. открыли методами спекл-интерферометрии двойственность Ню Октанта, то есть был открыл компонент AB и звёзды вошли в каталоги как BLM 6[d]. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[30]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина компонента I Видимая звёздная величина компонента II
AB 1976 1 331° 0.1″ 3.73m —

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Ню Октанта есть спутник (компонент AB), звезда, находящаяся на очень малом угловом расстоянии, которое она меняет, двигаясь по эллиптической орбите и она, несомненно, настоящий компаньон.

Ближайшее окружение звездыПравить

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[31] от звезды Ню Октанта (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5m) 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 818.1 F9.5V 9.57
HD 1237 G6 V 14.46
AY Индейца M2e V 17.34

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет, есть ещё порядка 10 красных, оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M, а также 3 белых карлика, которые в список не попали.

ПримечанияПравить

Комментарии
  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ 1 2 3 4 Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
    δ = 2 arctan ⁡ ( R S d S )  , где RS — радиус звезды, выраженный в а. е.; dS — расстояние до звезды, выраженное в а. е.
  3. ↑ В XX веке звезда классифицировалась как оранжевый гигант спектрального класса K0III[18][19]
  4. ↑ BLM — ссылка на каталог первооткрывателей, 6 — номер записи в их каталоге
Источники
  1. ↑ 1 2 3 4 Van Leeuwen, F. Validation of the new Hipparcos reduction (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2007. — Vol. 474, no. 2. — P. 653. — doi:10.1051/0004-6361:20078357. — Bibcode: 2007A&A...474..653V. — arXiv:0708.1752. Vizier catalog entry Архивная копия от 5 июля 2020 на Wayback Machine
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Anderson, E.; Francis, Ch. XHIP: An extended hipparcos compilation (англ.) // Astronomy Letters : journal. — 2012. — Vol. 38, no. 5. — P. 331. — doi:10.1134/S1063773712050015. — Bibcode: 2012AstL...38..331A. — arXiv:1108.4971. Vizier catalog entry Архивная копия от 5 августа 2020 на Wayback Machine
  3. ↑ Wilson, R. E. General Catalogue of Stellar Radial Velocities (англ.). — Carnegie Institution for Science, 1953.
  4. ↑ 1 2 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 Архивная копия от 5 июля 2020 на Wayback Machine at VizieR
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 Ramm, D. J. et al. The conjectured S-type retrograde planet in ν Octantis: more evidence including four years of iodine-cell radial velocities (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2016. — Vol. 460, no. 4. — P. 3706—3719. — doi:10.1093/mnras/stw1106. — Bibcode: 2016MNRAS.460.3706R. — arXiv:1605.06720.
  6. ↑ 1 2 Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Bubar, E. J.; McGahee, C. E.; O'Donoghue, A. A.; Knox, E. R. Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spectroscopy of stars earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — July (vol. 132, no. 1). — P. 161—170. — doi:10.1086/504637. — Bibcode: 2006AJ....132..161G. — arXiv:astro-ph/0603770.
  7. ↑ 1 2 Mallama, A. Sloan Magnitudes for the Brightest Stars (англ.) // The Journal of the American Association of Variable Star Observers : journal. — 2014. — Vol. 42. — P. 443. — Bibcode: 2014JAVSO..42..443M.Vizier catalog entry Архивная копия от 6 августа 2020 на Wayback Machine
  8. ↑ 1 2 3 4 HR 8254  (рус.). Каталог ярких звезд.
  9. ↑ 1 2 3 Allende Prieto, C.; Lambert, D. L. Fundamental parameters of nearby stars from the comparison with evolutionary calculations: Masses, radii and effective temperatures (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1999. — Vol. 352. — P. 555. — Bibcode: 1999A&A...352..555A. — arXiv:astro-ph/9911002. Vizier catalog entry Архивная копия от 5 августа 2020 на Wayback Machine
  10. ↑ 1 2 3 Ramm, D. J.; Pourbaix, D.; Hearnshaw, J. B.; Komonjinda, S. Spectroscopic orbits for K giants β Reticuli and ν Octantis: what is causing a low-amplitude radial velocity resonant perturbation in ν Oct? (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2009. — April (vol. 394, no. 3). — P. 1695—1710. — doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14459.x. — Bibcode: 2009MNRAS.394.1695R.
  11. ↑  (англ.) * nu. Oct -- Spectroscopic binary, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HD+205478>. Проверено 9 декабря 2019.  Архивная копия от 23 октября 2019 на Wayback Machine
  12. ↑ Энциклопедия внесолнечных планет (англ.) — 1995.
  13. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  14. ↑ 1 2 Wittenmyer R. A., Liu F., Wang L., Casagrande L., Tinney C. G. The Pan-Pacific Planet Search. V. Fundamental parameters for 164 evolved stars (англ.) // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac — NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2016. — Vol. 152, Iss. 1. — P. 19–19. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/0004-6256/152/1/19 — arXiv:1605.00323
  15. ↑ 1 2 Nu Octantis (англ.). Universe Guide. Архивировано 17 июня 2018 года.
  16. ↑ 1 2 Nu Octantis (HIP 107089) (англ.).
  17. ↑  (англ.) Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. (2010), On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets, arΧiv:1012.0707 [astro-ph.SR]. 
  18. ↑ Nu Octantis (англ.). Internet Stellar Database.
  19. ↑ n Octantis (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 27 марта 2020. Архивировано 21 сентября 2020 года.
  20. ↑ 1 2 Adelman, S. J. The physical properties of normal a stars (англ.) // International Astronomical Union : journal. — 2005. — Vol. 2004. — doi:10.1017/S1743921304004314.
  21. ↑ 1 2 CADARS catalog entry: recno=9993 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  22. ↑ CADARS catalog entry: recno=9994 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  23. ↑ Kieli Star tables  (неопр.). Calstatela (2007). Архивировано 17 марта 2008 года.
  24. ↑ Eberle, J.; Cuntz, M. On the reality of the suggested planet in the ν Octantis system (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2010. — October (vol. 721, no. 2). — P. L168–L171. — doi:10.1088/2041-8205/721/2/L168. — Bibcode: 2010ApJ...721L.168E.
  25. ↑ Morais, M. H. M.; Correia, A. C. M. Precession due to a close binary system: an alternative explanation for ν-Octantis? (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2012. — February (vol. 419, no. 4). — P. 3447—3456. — doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19986.x. — Bibcode: 2012MNRAS.419.3447M. — arXiv:1110.3176.
  26. ↑ Gozdziewski, K.; Slonina, M.; Migaszewski, C.; Rozenkiewicz, A. Testing a hypothesis of the ν Octantis planetary system (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2013. — March (vol. 430, no. 1). — P. 533—545. — doi:10.1093/mnras/sts652. — Bibcode: 2013MNRAS.430..533G. — arXiv:1205.1341.
  27. ↑  (англ.) * nu. Oct b -- Extra-solar Planet Candidate, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%409699882&Name=*%20nu.%20Oct%20b&submit=submit>. Проверено 9 декабря 2019. 
  28. ↑ Planet nu Oct b  (рус.). The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Дата обращения: 27 марта 2020. Архивировано 19 февраля 2016 года.
  29. ↑ NU OCT (Nu Octantis) (англ.). Jim Kaler, Stars. Дата обращения: 27 марта 2020. Архивировано 22 мая 2020 года.
  30. ↑ BLM 6: Washington Double Star Catalog catalog entry (англ.). Дата обращения: 27 марта 2020. Архивировано 6 июля 2020 года.
  31. ↑ Stars within 20 light-years of Nu Octantis: (англ.). Internet Stellar Database.

СсылкиПравить

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Ню_Октанта&oldid=124191580