Это не официальный сайт wikipedia.org 01.01.2023

Тау Весов — Википедия
Википедия

Тау Весов

Тау Весов (τ Весов, Tau Librae, τ Librae, сокр. Tau Lib, τ Lib) — кратная звезда[c] в зодиакальном созвездии Весов, чуть севернее границы с созвездием Волка и всего в пяти градусах к западу от границы с созвездием Скорпиона[17].

Тау Весов; τ Весов
Кратная звезда
Libra constellation map ru lite.png
Red circle.svg
StarArrowUR.svg
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Кратная звезда
Прямое восхождение 15ч 38м 39,37с[1]
Склонение −29° 46′ 39,90″[1]
Расстояние 367±8 св. лет (112±3 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) 3.68[2]
Созвездие Весы
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +33,3 ± 2,3[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −22,08[1] mas в год
 • склонение −24,46[1] mas в год
Параллакс (π) 8,89 ± 0,20[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) −1.59[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс B2.5V[5]
Показатель цвета
 • B−V −0.179[2]
 • U−B −0.717[2]
Физические характеристики
Масса 12,69 (Aa+Ab+B) M⊙
Радиус 3,2 R☉
Возраст 31,5 ± 5,6 млн.[6] лет
Температура 21 770 К[14]
Светимость 2,705 L☉
Вращение 134 км/с, 100 км/с[15][16] и 80 км/с[16]
Элементы орбиты
Период (P) 3,2907 ± 0,0004 дн.[7]
или 0,009 лет
Большая полуось (a) 0,001610[8]″
Эксцентриситет (e) 0,28[7][9]
Узел (Ω) 114[7]°
Эпоха периастра (T) 2 439 272,312 JD[7]
Коды в каталогах

Ba Тау Весов; τ Весов, Tau Librae, τ Librae, Tau Lib, τ Lib
Fl 40 Весов, 40 Librae, 40 Lib
HD 139365, HIC 76600, HIP 76600, HR 5812, IRAS 15356-2937, PPM 264487, SAO 183649, 2MASS J15383936-2946400, GC 21019, GCRV 9023, N30 3514, TD1 18413, TYC 6789-1800-1

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 3 компонента
Их параметры представлены ниже:
Источники: [13]
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Тау Весов имеет видимую звёздную величину +3,68m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом на внутригородском небе (англ. Inner-city sky), причём надо внести поправку на уменьшение яркости на 0,22m за счет межзвездной пыли[17]. Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[1], известно, что звезда удалена примерно на 367 св. лет (112 пк) от Земли. Звезда наблюдается южнее 61° с. ш., то есть звезда видна южнее пров. Согн-ог-Фьюране (Норвегия), Ладожского озера, залива Пенжинская губа и полуострова Кенай (Аляска). Лучшее время для наблюдения — май[18].

Тау Весов движется довольно медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна 3 км/с[18], что составляет 30 % скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Звезда приближалась к Солнцу на расстояние 371,5 св. лет 3,051 млн. лет[4] назад, когда она увеличивала свою яркость на 0,53m до величины 3,15m (то есть звезда светила тогда, как Пи Геркулеса светит сейчас). По небосводу звезда движется на юго-запад[19], проходя по небесной сфере 0,0286 угловых секунд в год.

Средняя пространственная скорость Тау Весов имеет компоненты (U, V, W)=(−17.2, −12.5, −7.4)[4], что означает U=−17,2 км/с (движется по направлению от галактического центра), V=−12,5 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W=−7,4 км/с (движется в направлении южного галактического полюса). Сама звезда, судя по её движению в пространстве и физическим свойствам является возможным членом OB-ассоциации Скорпиона — Центавра[20][3], центр которого находится в 450 световых годах[17].

Имя звездыПравить

Хотя у Тау Весов нет собственного имени, её иногда называют Derakrab Australis, что означает «южная клешня Скорпиона». Термин Derakrab является сокращением арабского названия «Аль-Дхира аль-Акраб» (الذراع العقرب) — «клешня Скорпиона», в то время как латинское слово Australis указывает, что эта клешня «южная».

Тау Весов (латинизированный вариант лат. Tau Librae) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[19]. Хотя звезда имеет обозначение τ (Тау — 19-я буква греческого алфавита), однако, сама звезда — 5-я по яркости в созвездии. 40 Весов (латинизированный вариант лат. 40 Librae) является обозначением Флемстида[19].

Свойства кратной системыПравить

  Aa
T = 3,291 дн.
a=0,844 ″
  Ab
T=0,44 лет
a= 0.012 ″
  B
Обозначения: T — период обращения, a — большая полуось орбиты
Иерархия орбит системы Тау Весов

Тау Весов Aa и Ab являются очень узкой парой спектрально-двойных звёзд[21], в который компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,844 ″[8], что соответствует физическому расстоянию в 0,082 а.е. и вращаются друг вокруг друга с периодом 3,291 дн.[8]. У орбиты не очень большой, но заметный эксцентриситет, который равен 0,28[8], и как результат звезды то сближаются на расстояние 0,06 а.е., то удаляются на расстояние 0,11 а.е..

У пары звёзд Тау Весов Aa,Ab присутствует компаньон B, на угловом расстоянии в 0,012 ″[8], что соответствует физическому расстоянию в 1,27 а.е. и он вращается вокруг общего барицентра с периодом 160,8 дн.[8]. Если мы будем смотреть со стороны пары Тау Весов Aa-Ab на спутник Тау Весов B, то мы увидим бело-жёлтую звёзду, которая светит с яркостью −29.74m, то есть с яркостью 15,77 солнц. Причём угловой размер звезды будет — ~0,92 °[d], то есть в ~1,8 паза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли

С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Тау Весов B на пару звёзд Тау Весов Aa-Ab, то мы увидим две бело- голубые звёзды, одна из которых светит с яркостью от −32.64m, то есть с яркостью 228 солнц, а вторая звезда будет светить с яркостью примерно −32.10m, то есть с яркостью 138,7 солнц. Угловой размер для первой звезды будет ~2,1 °[d] и ~1,2 °[d] для второй звезды, то есть в ~4 и ~2,5 паза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°). При этом максимальное угловое расстояние между звёздами будет 7,4°.

Звёзды очень молодые: текущий возраст системы Тау Весов определён, как 31,5 ± 5,6 млн.[6]. Также известно, что звёзды с массой 6,88  M ⨀  [8] живут на главной последовательности порядка 45 млн. лет и таким обозом, Тау Весов Aa очень скоро (примерно через 10 млн. лет) станет красным гигантом, (причем на этой стадии она поглотит обоих своих спутников, приобретя их угловой момент и раскрутившись) а затем, сбросив внешние оболочки, станет очень массивным белым карликом с массой примерно такой же, как у Сириуса B. Однако пара звёзд Aa-Ab достаточно близкая, чтобы провзаимодействовать во время эволюции обоих звёзд. Трудно сказать, что именно произойдет, но перенос массы туда и обратно по мере развития звёзд может когда-нибудь привести к крайне нестабильному поведению[17].

У системы наблюдается избыток инфракрасного излучения, что свидетельствует о наличии околозвездного диска[11].

Свойства компонента AaПравить

Тау Весов Aa, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна 6,88  M ⨀  [8] родилась как карлик спектрального класса B3,5V. Тогда её радиус был порядка 4,2  R ⨀  , а эффективная температура поверхности около 18 100 К[22], но затем в процессе очень 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. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 17 990 К[11], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Её светимость, правда, болометрическая, равна 2705  L ⨀  [12].

В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1979 году, а поскольку звезда кратная то скорее всего измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Тау Весов Aa, измеренный напрямую
Год m Спектр D (mas) Rабс
( R ⨀  ) 		Комм.
1979 3,66 B2,5V 0,33 3,2 [23]
1985 3,66 B2,5V 0,35 — [24]

Однако, вряд ли хоть одно из этиз изиерений дыло правильным, поскольку для звёзд спектрального класса B2.5V[8] более характерны радиусы равные ~5,0  R ⨀  [22].

Звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для карликовой звезды —4,33 СГС[11] или 213,8 м/с², что составляет 78 % от солнечного значения (274,0 м/с²).

Тау Весов Aa имеет металличность существенно большую по сравнению Солнцем и равную +0,17[11], то есть 148 % от солнечного значения, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из тех областей Галактики, где было дольно много металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря более плотному звёздному населению и большему количеству сверхновых звёзд. Тау Весов Aa вращяется со скоростью в 66,5 раз больше солнечной и равной 134 км/с[3], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, 2 дня.

Свойства компонента AbПравить

Тау Весов Ab, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна 3,64  M ⨀  [8] родилась как карлик спектрального класса B8,5V. Тогда её радиус был порядка 2,9  R ⨀  , а эффективная температура около 11 100 К[22]. Также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что светимость звезды, равна 114  L ⨀  . Сама звезда будет напоминать по характеристикам Ипсилон4 Эридана. Абсолютная звёздная величина подобных звёзд равна −0,04m, таким образом, видимая звёздная величина на расстоянии 367 св. лет составит порядка 4,2m, однако видна она не будет, поскольку её свет будет полностью затмевается светом главной звезды.

Свойства компонента BПравить

Тау Весов B, судя по её массе, которая вычмслена по законам Кеплера и равна 2,17[8], родилась как карлик спектрального класса A2V[25] (то есть звезда будет напоминать по характеристикам Сигма Андромеды), что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезды подобного класса излучают энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 8820 К[25], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A. Радиус подобных звёзд оценивается в 2,19  R ⨀  [25]. Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что светимость звезды, равна 9,43  L ⨀  .

ПримечанияПравить

Комментарии
  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ 1 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 (Aa и Ab) не видны в телескоп, но могут изучаться с помощью спектрографа
  4. ↑ 1 2 3 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.
Источники
  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 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. ↑ 1 2 3 4 Jilinski, E.; Daflon, S.; Cunha, K. & de La Reza, R. (March 2006), Radial velocity measurements of B stars in the Scorpius-Centaurus association, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 448 (3): 1001–1006, DOI 10.1051/0004-6361:20041614 
  4. ↑ 1 2 3 Anderson, E. & Francis, Ch. (2012), XHIP: An extended hipparcos compilation, Astronomy Letters (англ.) Т. 38 (5): 331, DOI 10.1134/S1063773712050015  XHIP recno=76348 (фр.). vizier.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021.
  5. ↑ Hiltner, W. A.; Garrison, R. F. & Schild, R. E. (July 1969), MK Spectral Types for Bright Southern OB Stars, Astrophysical Journal (англ.) Т. 157: 313–326, DOI 10.1086/150069 
  6. ↑ 1 2 Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R. & Hohle, M. M. (January 2011), A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.) Т. 410 (1): 190–200, DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x 
  7. ↑ 1 2 3 4 Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H. & Fekel, F. C. (2004), SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 424 (2): 727–732, DOI 10.1051/0004-6361:20041213 
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 Multiple Star Catalog (HIP => 76600) (англ.). A.Tokovinin.
  9. ↑ Basic data (System:855) (англ.). D.Pourbaix (англ.). sb9.astro.ulb.ac.be. Дата обращения: 24 июня 2021..
  10. ↑ Pasinetti-Fracassini, L. E.; Pastori, L.; Covino, S. & Pozzi, A. (February 2001), Catalog of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS), Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 367: 521–524, DOI 10.1051/0004-6361:20000451 
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 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 
  12. ↑ 1 2 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 
  13. ↑ * tau Lib -- Spectroscopic binary (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано 3 октября 2020 года.
  14. ↑ Sokolov N. A. The determination of T_eff_ of B, A and F main sequence stars from the continuum between 3200 A and 3600 A — 1995. — Т. 110. — С. 553–564.
  15. ↑ Uesugi A., Fukuda I. Catalogue of rotational velocities of the stars (англ.) — 1970. — Vol. 189.
  16. ↑ 1 2 Abt H. A., Levato H., Grosso M. Rotational Velocities of B Stars (англ.) // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2002. — Vol. 573, Iss. 1. — P. 359–365. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/340590
  17. ↑ 1 2 3 4 TAU LIB (Tau Librae) (англ.). Jim Kaler, Stars. Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано 3 октября 2020 года.
  18. ↑ 1 2 HR 5812  (рус.). Каталог ярких звезд. Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано 22 января 2020 года.
  19. ↑ 1 2 3 Tau Librae (40 Librae) Star Facts (англ.). Universe Guide. Архивировано 3 июня 2021 года.
  20. ↑ t Librae (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано 21 февраля 2005 года.
  21. ↑ Strom, Stephen E.; Wolff, Sidney C. & Dror, David H. A. (February 2005), B Star Rotational Velocities in h and χ Persei: A Probe of Initial Conditions during the Star Formation Epoch?, The Astronomical Journal (англ.) Т. 129 (2): 809–828, DOI 10.1086/426748 
  22. ↑ 1 2 3 Silaj, J.; Jones, C. E.; Sigut, T. A. A. & Tycner, C. (November 2014), The Hα Profiles of Be Shell Stars, The Astrophysical Journal (англ.) Т. 795 (1): 12, 82, DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82 
  23. ↑ 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=6797 (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.
  24. ↑ 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=6798 (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.
  25. ↑ 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=Тау_Весов&oldid=124794714