Это не официальный сайт wikipedia.org 01.01.2023

5 Змеи — Википедия
Википедия

5 Змеи

5 Змеи, 5 Serpentis, сокращ. 5 Ser — двойная звезда в экваториальном созвездии Змея, сама звезда принадлежит к астеризму «Голова змеи»[17]. Звезда имеет видимую звёздную величину +5,1m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе (англ. Inner-city sky). Однако сама она больше известна как самая яркая звезда рядом с большим шаровым скоплением M5, отделённая от него расстоянием в две трети градуса (угловой диаметр нашей Луны — 0,5°). Разумеется, 5 Змеи не принадлежит к шаровому скоплению, поскольку расстояние до M5 порядка 24 000 св. лет. Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 82,8 св. лет (25,4 пк) от Земли[4]. Звезда наблюдается севернее 89° ю. ш., то есть видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением полярных областей Антарктиды. Лучшее время наблюдения — май[18].

5 Змеи; 5 Serpentis
Двойная звезда
Serpens constellation map ru lite.png
Red circle.svg
StarArrowUL.svg
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 15ч 19м 18,80с[1]
Склонение +1° 45′ 55,47″[1]
Расстояние 82,8±0,6 св. года (25,4±0,2 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) +5.10[2]
Созвездие Змея
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 54,41 ± 1,17 км/с[13]
Собственное движение
 • прямое восхождение 372,21 ± 0,32 mas/год[1]
 • склонение −513,59 ± 0,22 mas/год[1]
Параллакс (π) 39,4 ± 0,29 mas[1]
Абсолютная звёздная величина (V) 3.02[3]
Спектральные характеристики
Спектральный класс F8IV[14]
Показатель цвета
 • B−V 0,5
Переменность BY Dra
Физические характеристики
Масса 1,16 M☉
Радиус 2,07 R☉
Возраст 5,27 млрд [2] лет
Температура 6160 К[15]
Металличность −0,13[15]
Вращение 6,5 км/с[16]
Коды в каталогах

PLX 3457, LSPM J1519+0145, ASCC 1142889, 2MASS J15191881+0145553, ADS 9584 A, AG+01 1716, BD+02 2944A, BD+02 2944, CCDM J15193+0146A, CSI+02 2944 1, GC 20591, GCRV 8861, HD 136202, HIC 74975, HIP 74975, HR 5694, IDS 15142+0209 A, IRAS 15167+0156, JP11 2591, LFT 1193, LHS 3059, LTT 14550, N30 3448, NLTT 39881, PPM 161455, ROT 2168, SAO 120946, TD1 18127, TYC 336-1027-1, UBV 13192, MQ Ser, YZ 1 5186, WDS J15193+0146A, SPOCS 2902, Ci 20 922, PM 15168+0157, Gaia DR2 4421455530273467392, WEB 12790 и 5 Ser

Информация в базах данных
SIMBAD * 5 Ser
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Само движение 5 Змеи, тем не менее, показывает, что звезда движется с довольно большой скоростью относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость — 54 км/с[18], что составляет 5,5 раз больше скорости, местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. По небосводу же 5 Змеи смещается со скоростью 0,63 секунд дуги в год, и таким образом, звезда, по-видимому, является посетителем из другой части Галактики[19].

5 Змеи — обозначение данное Флемстидом, (лат. 5 Serpentis). У звезды есть обозначение, данное Гулдом — 9 G Змеи (лат. 9 G Serpentis)[20]. Обозначения двух компонентов как 5 Змеи A и B вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[21].

Свойства двойной системыПравить

Шаровое скопление M 5 (самый крупный объект в центре фотографии) и звезда 5 Змеи (левее и выше центра)


5 Змеи — двойная система, состоящая из звезды, несколько похожей на Процион и карлика 10-ой величины (примерно 10,11m), разделённых угловым расстоянием в 11,4 ", что соответствует физическому расстоянию, по крайней мере, 277 а. е.[22] и периоду равному, по крайней мере, 3600 лет[19] (для сравнения радиус орбиты Плутона равен ~40 а. е. и период обращения равен ~250 лет). Если мы будем смотреть со стороны 5 Змеи A на 5 Змеи B, то мы увидим оранжевую звёздочку с видимой звёздной величиной −11.63m, которая светит с яркостью 0,2 луны в полнолунии[22]. И наоборот, если мы будем смотреть со стороны 5 Змеи B на 5 Змеи A, то мы увидим жёлто-белую звезду с видимой звёздной величиной −16.27m, которая светит с яркостью 25 лун в полнолунии[22]. Возраст системы 5 Змеи 5,27 млрд лет[2].

Компонент AПравить

5 Змеи A — это субгигант, (или даже старый карлик[19]) спектрального класса F8IV[7][8], что указывает на то, что звезда заканчивает «горение водорода», а затем, исчерпав запасы водородного топлива в своём ядре скоро закончит свою жизнь, сначала став красным гигантом, а затем, сбросив оболочки, станет былым карликом. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 6025 К[2], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса F. Её яркость гораздо больше солнечной светимости и равна 5  L ⨀  [2]. Из температуры и светимости по закону Стефана — Больцмана можно узнать, что её радиус равен 2,07  R ⨀  . Масса звезды весьма незначительна для субгиганта: 1,16  M ⨀  [2]. Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 2,24 а. е., то есть примерно туда где в Солнечной системе находится Пояс астероидов. Причём с такого расстояния, 5 Змеи A выглядела практически также как и наше Солнца, каким мы его видим с Земли — 0,49° (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°)[c].

Звезда имеет поверхностную гравитацию 4,07 СГС[8] или 117,5 м/с2, то есть в два раза меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2), что объясняется небольшой массой при довольно большом для такой максы радиусе. Звёзды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению с Солнцем, и 5 Змеи A имеет практически такое значение металличности: содержание железа в ней относительно водорода составляет 104 %[9] от солнечного, однако планеты у звезды до сих пор не обнаружены. Звезда, как кажется, должна иметь, остаточный диск, который подразумевает планеты, хотя ни какого избытка инфракрасного излучения найдено не было[19]. При вращении с экваториальной скоростью 4,8 км/с[8] (то есть со скоростью в 2,5 раза больше солнечной) 5 Змеи A требуется порядка 22,4 дней, чтобы совершить полный оборот.

Видимая звёздная величина 5 Змеи A колеблется между величинами 4.99m и 5.11m с неизвестным периодом. Тип переменной определён как переменная типа BY Дракона[5] и звезда получила обозначение MQ Ser[23], но у звезды обнаружились некоторые странности[24]. Вспышки на Солнце, вызванные коллапсом магнитных полей, видны только потому, что мы видим локализованные области, где они происходят. 5 Змеи A, однако, наряду с некоторыми другими, например, Омикрон Орла и Пи¹ Большой Медведицы, показывают сильные супервспышки. Нерегулярные изменения предполагают, что звёздные пятна входят и выходят из поля зрения. Хотя вспышки распространены среди красных карликов (таких, например, как Проксима Центавра), этот вид супервспышек очень необычен для звёзд солнечного типа[19]. Из наблюдений, сделанных между 1975 и 1980 годами, Бакос (1983) сообщил о случайных небольших вариациях яркости с амплитудой менее 0,03 величины (что нормально для переменной типа BY Дракона) плюс три вспышки, которые увеличили яркость на 0,1 величины[25] и это событие длилось до 25 дней[19], что примерно соответствует периоду вращения звезды. Тем не менее, Скарф (1985) отметил, что эти значения могут быть просто обычной ошибкой наблюдений[26]. Также это может быть связано с тем, что сам компонент B может быть переменной звездой[27].

Компонент BПравить

5 Змеи B — карлик спектрального класса K4V[11], который во много раз меньше, чем 5 Змеи A. Исходя из теории звёздной эволюции его масса должна быть порядка 0,7  M ⨀  , его светимость должна быть равна 0,12  L ⨀  , а его радиус должна быть равен 0,7  R ⨀  . Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,35 а. е., то есть примерно туда где в Солнечной системе находится Меркурий, чей радиус орбиты равен 0,39 а. е.. Причём с такого расстояния, 5 Змеи B выглядела бы в 2,14 раза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 1,07° (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°)[c].

История изучения кратности звездыПравить

Двойственность звезды была открыта в 1825 году В. Я. Струве (компонент AB) и звезда вошла в каталоги как STF 1930 [d]. В 1852 году была открыта тройственность звезды (компонент AD). В 1887 году была открыта четырёхкратность звезды (компонент AС). Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[28][12]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина 1 компонента Видимая звёздная величина 2 компонента
AB 1825 53 39° 10.7″ 5.06m 10.11m
1831 41° 10.1″
1960 36° 11.3″
2017 36° 11.1″
AC 1887 8 51° 124.6″ 5.06m 13.09m
1924 40° 127.2″
2017 17° 151.1″
AD 1852 9 265° 656.9″ 5.06m 10.35m
2009 275° 713.6″

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды 5 Змеи есть спутник десятой величины, находящийся на угловом расстоянии 11,1 секунд дуги. Сохраняя подобное расстояние в течение последних 200 лет, он, несомненно, настоящий компаньон. А вот слабые звёздочки 5 Змеи C и D 13-ой и 10-ой величины, лежащей на угловом расстоянии 151.1 и 713.6 секунд дуги, практически, наверняка спутниками не являются и просто лежат на линии прямой видимости.

Ближайшее окружение звездыПравить

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[29] от звезды 5 Змеи (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
Альфа Змеи K2 III 12.8
Эпсилон Змеи A2m V 15.06
16 Весов F0 V 16.09

Рядом со звездой, на расстоянии 10 световых лет, есть ещё порядка 15 красных, оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M, , а также 2 белых карлика которые в список не попали.

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. ↑ 1 2 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
  4. ↑ STF — ссылка на каталог Струве, 1930 — номер записи в его каталоге
Источники
  1. ↑ 1 2 3 4 5 Leeuwen F. v. Validation of the new Hipparcos reduction (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2007. — Vol. 474, Iss. 2. — P. 653–664. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20078357 — arXiv:0708.1752
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11  (англ.) Luck, R. Earle (September 2015), Abundances in the Local Region. I. G and K Giants, The Astronomical Journal Т. 150 (3): 23, 88, DOI 10.1088/0004-6256/150/3/88 
  3. ↑  (англ.) Anderson, E. & Francis, Ch. (2012), XHIP: An extended hipparcos compilation, Astronomy Letters Т. 38 (5): 331, DOI 10.1134/S1063773712050015 
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6  (англ.) van Leeuwen, F. (2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357 
  5. ↑ 1 2 MQ Ser (англ.). ГАИШ.
  6. ↑  (англ.) Gontcharov, G. A. (November 2006), Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35,495 Hipparcos stars in a common system, Astronomy Letters Т. 32 (11): 759–771, DOI 10.1134/S1063773706110065 
  7. ↑ 1 2 Gray, R. O.; Napier, M. G. & Winkler, L. I. (2001), The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars, The Astronomical Journal Т. 121 (4): 2148–2158, DOI 10.1086/319956 
  8. ↑ 1 2 3 4 5  (англ.) Mallik, Sushma V.; Parthasarathy, M. & Pati, A. K. (October 2003), Lithium and rotation in F and G dwarfs and subgiants, Astronomy and Astrophysics Т. 409: 251–261, DOI 10.1051/0004-6361:20031084 
  9. ↑ 1 2  (англ.) Maldonado, J.; Eiroa, C.; Villaver, E. & Montesinos, B. (May 2012), Metallicity of solar-type stars with debris discs and planets⋆, Astronomy & Astrophysics Т. 541: 10, A40, DOI 10.1051/0004-6361/201218800 
  10. ↑  (англ.) * 5 Ser -- Variable of BY Dra type, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=5+Ser>. Проверено 27 января 2019.  Архивная копия от 15 сентября 2020 на Wayback Machine
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6  (англ.) * 5 Ser B -- High proper-motion Star, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%402648415&Name=*%20%20%205%20Ser%20B>. Проверено 27 января 2019. 
  12. ↑ 1 2 STF1930: Washington Double Star Catalog catalog entry (англ.). Дата обращения: 2 октября 2019. Архивировано 18 мая 2021 года.
  13. ↑ Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  14. ↑ Gray R. O., Napier M. G., Winkler L. I. The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars (англ.) // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac — NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2001. — Vol. 121, Iss. 4. — P. 2148–2158. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/319956
  15. ↑ 1 2 Aguilera-Gómez C., Ramírez I., Chanamé J. Lithium abundance patterns of late-F stars: an in-depth analysis of the lithium desert (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2018. — Vol. 614. — P. 55–55. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201732209 — arXiv:1803.05922
  16. ↑ Luck R. E. Abundances in the local region. II. F, G, and K dwarfs and subgiants (англ.) // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac — NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2016. — Vol. 153, Iss. 1. — P. 21–21. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 — arXiv:1611.02897
  17. ↑  (англ.) Tokovinin, Andrei (April 2014), From Binaries to Multiples. II. Hierarchical Multiplicity of F and G Dwarfs, The Astronomical Journal Т. 147 (4): 14, 87, DOI 10.1088/0004-6256/147/4/87 
  18. ↑ 1 2 HR 5694  (рус.). Каталог ярких звезд.
  19. ↑ 1 2 3 4 5 6  (англ.) Kaler, James B. (Jule, 04 2014), 5 SER (5 Serpentis), University of Illinois, <http://stars.astro.illinois.edu/sow/5ser.html>  Архивная копия от 4 ноября 2016 на Wayback Machine
  20. ↑ 5 Serpentis (англ.). Universe Guide. Архивировано из оригинала 23 ноября 2018 года.
  21. ↑  (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]. 
  22. ↑ 1 2 3 5 Serpentis (англ.). Internet Stellar Database.
  23. ↑  (англ.) Kholopov, P. N.; Samus, N. N.; Kazarovets, E. V. & Perova, N. B. (1985), The 67th Name-List of Variable Stars, Information Bulletin on Variable Stars Т. 2681: 1 
  24. ↑ MQ Serpentis  (неопр.). AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers (13 ноября 2011). Дата обращения: 18 июля 2014. Архивировано 23 мая 2014 года.
  25. ↑  (англ.) Bakos, G. A. (May 1983), Flare activity in two F-type stars, 5 Ser and ο Aql, Astronomical Journal Т. 88: 674–677, DOI 10.1086/113357 
  26. ↑  (англ.) Scarfe, C. D. (August 1985), On the Velocity Variability of 5-SERPENTIS and Omicron-Aquilae, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada Т. 79 (595): 180 
  27. ↑  (англ.) Hoffleit, Dorrit (October 1991), MQ Serpentis, A Mystery, The Journal of the American Association of Variable Star Observers Т. 20 (2): 239—240 
  28. ↑ MQ Serpentis (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 2 октября 2019. Архивировано из оригинала 4 марта 2016 года.
  29. ↑ Stars within 20 light-years of 5 Serpentis: (англ.). Internet Stellar Database.

СсылкиПравить

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=5_Змеи&oldid=120607134