Это не официальный сайт wikipedia.org 01.01.2023

Эта Змееносца — Википедия
Википедия

Эта Змееносца

Эта Змееносца (η Ophiuchi, η Oph, η Змееносца, Sabik, Сабик[14]) — двойная звезда в созвездии Змееносца. Имя Сабик происходит из арабского языка и относится к тому, что «предшествует», и должно быть, связано с положением Сабика в конце потока звёзд внизу созвездия[8].

Эта Змееносца
Двойная звезда
Ophiuchus constellation map ru lite.png
Cercle rouge 100%.svg
StarArrowOR.svg
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 17ч 10м 22,70с[1]
Склонение −15° 43′ 29,00″[1]
Расстояние 88 ± 2 св. лет (27,1 ± 0,6 пк)[2]
Видимая звёздная величина (V) 2.43[3]
Созвездие Змееносец
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) –0,9[4] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +40,13[1] mas в год
 • склонение +99,17[1] mas в год
Параллакс (π) 36.91[1] ± 0.80 mas
Спектральные характеристики
Спектральный класс A2IV-V[10]
Показатель цвета
 • B−V +0.05[3]
 • U−B +0.09[3]
Физические характеристики
Масса 2,966 M☉
Радиус 3,3 R☉
Температура 8730 К[11]
Светимость 17 L☉
Металличность −0.01[5]
Вращение 23 км/с[12][13]
Элементы орбиты
Период (P) 87,58 ± 1,00[6] лет
Большая полуось (a) 1.396 ± 0.010″
Эксцентриситет (e) 0.950 ± 0.020
Наклонение (i) 95.2 ± 2.0°v
Узел (Ω) 38.9 ± 1.0°
Эпоха периастра (T) 2024.68 ± 0.50
Аргумент перицентра (ω) 274.8 ± 2.0
Коды в каталогах

Sabik,Сабик
Ba η Ophiuchi, Eta Oph, η Oph, Эта Змееносца
Fl 35 Ophiuchi, 35 Oph, 35 Змееносца
BD –15 4467, HD 155125, HR 6378, SAO 160332, WDS J17104-1544AB

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

Являясь звездой второй величины (2,43m) и второй самой яркой звездой в Змееносце после Рас Альхаге (Альфа Змееносца), Сабик всё-таки получил название Эта от Байера. Аномалия является результатом обозначения Байером греческими буквами не столько в порядке яркости звёзд в созвездии, сколько в порядке расположения: Альфа, Бета и Гамма лежат на северном конце растянувшейся фигуры, в то время как Дельта через Эту образуют Змея. Сабик самая южная звезда в созвездии[8]. В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по звёздным именам  (англ.) (рус. (WGSN) [15], для того чтобы каталогизировать и стандартизировать собственные имена звёзд. WGSN утвердил имя Сабик (Sabik) для этой звезды 21 августа 2016 года, и оно было внесено в Каталог звёздных имен МАС [14].

СвойстваПравить

Эта Змееносца — это двойная система, которую трудно разрешить в любительские телескопы, и чья истинная природа была определена с использованием более совершенных методов. Первичная звезда, на самом деле, лишь немногим больше и горячее, чем её спутник. По отдельности каждая звезда является довольно обычной звездой главной последовательности спектрального класса А, но в качестве двойной звезды они весьма необычны. Каждая звезда вращается вокруг общего центра масс по высокоэллиптической орбите, что делает маловероятным образование планет в этой системе. Правда, надо признать, что некоторые данные о звёздах неточны[8].

Звёзды вращаются друг вокруг друга по орбите с периодом 88 лет. Максимальный угловой орбитальный размер составляет всего 1,3 секунды дуги, и, как правило, гораздо ближе, этого. С расстояния 88 световых лет (т.е. от Солнца) 1,3 секунды соответствует 33,5 а. е., что немного дальше, чем Нептун удалён от Солнца. Наиболее необычным аспектом системы является очень высокий эксцентриситет орбиты — 0,94, что означает, что звёзды, то приближаются друг к другу на расстояние 2 а.е. (что на 0,5 а.е. дальше, чем расстояние от Солнца до Марса), а затем, 44 года спустя, расходятся на расстояние 65 а.е. (что более чем в 1,5 дальше, чем Плутон находится от Солнца). Гравитационные возмущения, вызванные такой орбитой, сделают планеты невозможными (и действительно, нет никаких доказательств существования планет, образовавшихся из околозвёздной пыли)[8].

В остальном же звёзды довольно обыкновенные. Более яркая звезда имеет температуру около 8 900 К, светимость в 35 раз больше, чем у Солнца, и радиус в 2,5 раза больше солнечного. Более холодная звезда на 300 К холоднее, и в 21 раза ярче, в 2,0 больше, чем Солнце. Массы звёзд могут быть вычислены из их светимости и температуры, что даёт 2,3 и 2,0 массы Солнца для более яркой и более слабой звезды, соответственно или из третьего закона Кеплера, что даёт сумму масс 4,8 солнечных[8].

Есть некоторые свидетельства того, что одна звезда или обе имеют увеличенную металличность, что довольно необычно для медленно вращающихся звёзд А класса (всего около 30 км/сек), что является результатом химической диффузии в атмосферах звёзд[8].

Эта Змееносца — северная полярная звезда планеты Уран [8].

В китайской астрономииПравить

В китайской традиции эта звезда считается частью 天市左垣 (Tiān Shì Zuǒ Yuán), что означает «Левая стена небесного рынка», которая относится к астеризму, представляющему одиннадцать старых царств в Китае, которые отмечают левую границу стены, состоящую из Эта Змееносца, Дельта Геркулеса, Лямбда Геркулеса, Мю Геркулеса, Омикрон Геркулеса, 112 Геркулеса, Дзета Орла, Тета Змеи, Эта Змеи, Ню Змееносца и Кси Змеи[16]. Соответственно, сама Эта Змееносца известна как 天市左垣十一 (Tiān Shì Zuǒ Yuán shíyī, англ. the Eleventh Star of Left Wall of Heavenly Market Enclosure), что означает «Одиннадцатая звезда левой стены небесного рынка») и, соответственно, представляющая царство Сун [17][18].

Названые в честь СабикаПравить

Грузовое судно Военно-морского флота США было названо в честь Сабика  (англ.) (рус..

ПримечанияПравить

  1. ↑ 1 2 3 4 5  (англ.)van Leeuwen, F. (November 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357 
  2. ↑  (англ.) Database entry for Sabik
  3. ↑ 1 2 3 4  (англ.)Hoffleit, D.; Warren, Jr., W. H.: Entry for HR 2491  (неопр.). Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version). CDS (1991). ID V/50.
  4. ↑  (англ.)Wilson, Ralph Elmer (1953), General Catalogue of Stellar Radial Velocities, Washington (Washington: Carnegie Institution of Washington): 0 
  5. ↑  (англ.)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. — Vol. 132. — P. 161. — doi:10.1086/504637. — Bibcode: 2006AJ....132..161G. — arXiv:astro-ph/0603770.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7  (англ.)Docobo, J. A. & Ling, J. F. (April 2007), Orbits and System Masses of 14 Visual Double Stars with Early-Type Components, The Astronomical Journal Т. 133 (4): 1209–1216, DOI 10.1086/511070 
  7. ↑ 1 2 Из видимой звёздной величины и параллакса
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Kaler, James B. (Jim) (2004), SABIK (Eta Ophiuchi), University of Illinois, <http://stars.astro.illinois.edu/sow/sabik.html> 
  9. ↑  (англ.)Royer, F.; Zorec, J. & Gómez, A. E. (February 2007), Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions, Astronomy and Astrophysics Т. 463 (2): 671–682, DOI 10.1051/0004-6361:20065224 
  10. ↑ 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.) // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac — NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2006. — Vol. 132, Iss. 1. — P. 161–170. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/504637 — arXiv:astro-ph/0603770
  11. ↑ Zorec J., Royer F. Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 537. — P. 120–120. — 22 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201117691 — arXiv:1201.2052
  12. ↑ Royer F., Grenier S., M.-O. Baylac, Gómez A. E., Zorec J. Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2002. — Vol. 393, Iss. 3. — P. 897—911. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20020943 — arXiv:astro-ph/0205255
  13. ↑ Royer F., Zorec J., Gómez A. E. Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2007. — Vol. 463, Iss. 2. — P. 671–682. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20065224 — arXiv:astro-ph/0610785
  14. ↑ 1 2 IAU Catalog of Star Names (англ.).
  15. ↑  (англ.)IAU Working Group on Star Names (WGSN), International Astronomical Union, <https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/> 
  16. ↑  (кит.) 中國星座神話, written by 陳久金. Published by 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7.
  17. ↑  (кит.) 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表  (неопр.). Дата обращения: 28 мая 2017. Архивировано из оригинала 18 августа 2010 года., Hong Kong Space Museum. Accessed on line November 23, 2010.
  18. ↑  (кит.) English-Chinese Glossary of Chinese Star Regions, Asterisms and Star Name  (неопр.). Дата обращения: 28 мая 2017. Архивировано из оригинала 10 августа 2010 года., Hong Kong Space Museum. Accessed on line November 23, 2010.


Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Эта_Змееносца&oldid=118528980