Йота Рака: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Следующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
← Новая страница: «{{Звезда Версия2 | Название = Йота Рака; ι Рака | Число_компонентов...»
(нет различий)

Версия от 11:37, 22 августа 2020

Йота Рака; ι Рака
Звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Оранжевый гигант
Прямое восхождение 08ч 46м 41,82с[1]
Склонение +28° 45′ 35,62″[1]
Расстояние 325,3±10,3 св. года (99,7±3,2 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) 4.02[2]
Созвездие Весы
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 15,74 ± 0,13[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −21,58 ± 0,75[1] mas в год
 • склонение −45,69 ± 0,56[1] mas в год
Параллакс (π) 10.0276 ± 0.3080[4] mas
Абсолютная звёздная величина (V) −0.79[5]
Спектральные характеристики
Спектральный класс G8IIIaBa0.2[6]
Показатель цвета
 • B−V +1.01[7]
 • U−B 0.78[7]
Физические характеристики
Масса 3,43[8] M⊙
Радиус 21[3] R⊙
Температура 4954[5] K
Светимость 204[3] L⊙
Металличность −0.14[3]
Вращение 170 км/с[9]
Свойства Бариевая звезда
Коды в каталогах

Ba Йота Рака, ι Рака, Iota Cancri, ι Cancri, Iota Cnc, ι Cnc
Fl 48 Рака; 48 Cancri, 48 Cnc
BD +29 1824, CCDM J08467+2846A, FK5 328, HD 74739, HIC 43103, HIP 43103, HR 3475, IRAS 08436+2856, PPM 99032, SAO 80416, 2MASS J08464184+2845356, GC 12083, GCRV 5783, IDS 08406+2908 A, N30 2052, PLX 2091, SRS 30328, TYC 1949-2011-1, UBV 8488, WDS J08467+2846A

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 1 компонент
Их параметры представлены ниже:
Источники: [16][17]
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Йота Рака (ι Рака, Iota Cancri, ι Cancri, сокращ. Iota Cnc, ι Cnc) — оптически-двойная звезда в зодиакальном созвездии Рака. Звезда имеет видимую звёздную величину +4,02m[2] и, согласно шкале Бортля, звезда видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе (англ. Inner-city sky). Вторая звезда находится на угловом расстоянии 30 секунд дуги и имеет видимую звёздную величину +6,57m[10] и, согласно шкале Бортля, звезда видна невооружённым глазом только на деревенско-пригородном небе (англ. Rural/suburban transition). Хотя орбита не была определена, две звезды демонстрируют большое общее собственное движение и даже считаются гравитационно связанными[18], что маловероятно.

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Gaia[4][12] известно, что звёзды удалены примерно на 325,3 св. лет (99,7 пк, Йота Рака A) и 346,4 св. лет (106,2 пк, Йота Рака B) от Земли. Звезды наблюдается севернее 62° ю.ш., таким образом, звезда видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением приполярных областей Антарктиды. Лучшее время наблюдения — февраль[19].

Звезды Йота Рака A и B движется довольно быстро относительно Солнца: радиальная гелиоцентрическая скорость для звезды Йота Рака A равна 16 км/с[19], а для звезды Йота Рака B она равна 15 км/с[20], что примерно в 1,5 раза больше скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Звезда Йота Рака A приближалась к Солнцу на расстояние 274,5 св. лет 1,93 млн. лет назад, когда Йота Рака A увеличвала свою яркость на 0,36m до величины 3,66m (то есть светила тогда, как Дзета Кассиопеи светит сейчас)[21]. По небосводу обе звезды движутся на юго-запад[22][23], проходя по небесной сфере 0.05053 и 0.05164 угловых секунд в год, соответственно.

Средняя пространственная скорость известна только для Йота Рака A и она имеет следующие компоненты (U, V, W) =(-16.5, -22.8, -3.5)[21], что означает U=−16,5 км/с (движется от галактического центра), V=−22,8 км/с (движется против направления галактического вращения) и W=−3,5 км/с (движется в направлении южного галактического полюса).

Имя звезды

Йота Рака (латинизированный вариант лат. Iota Cancri) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[22]. Хотя звезда и имеет обозначение ι (Йота — 9-я буква греческого алфавита), однако сама звезда — 3-я по яркости в созвездии, причём Йота Рака B 108-я по яркости в созвездии. 48 Рака(латинизированный вариант лат. 48 Cancri) является обозначением Флемстида[22].

У звезды есть собственное имя Декапода лат. Decapoda, что означает десятиногие ракообразные. Однако, данное имя никогда не было одобрено Международным астрономическим союзом и оно никогда не входило список имен собственных звёзд.

Обозначения компонентов как Йота Рака AB вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[24].

Свойства Йота Рака A

Йота Рака A — судя по её спектральному классу G8IIIaBa0.2[6] звезда является оранжевым гигантом спектрального класса G8. Также она демонстрирует пекулярный спектр, показывая переизбыток бария. Таким образом Йота Рака A является бариевой звездой, которая, как полагают, образовалась в результате массопереноса обогащенного материала от звезды, лежавшей на асимптотической ветви гигантов к менее массивному спутнику. Подобный донор не был обнаружен в системе Йота Рака A, но предполагается, что пока необнаруженный белый карлик всё же существует [25].

Также, этот спектр показывает, что водород в ядре звезды уже не является ядерным «топливом», то есть звезда сошла с главной последовательности. Судя по её массе, которая равна 3,43 [8] звезда родилась как карлик, однако подобная масса вряд ли является вся её «собственностью»: какая-то часть массы, возможно даже большая, досталась ей от звезды-донора.

В настоящее время звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 4954 К[5], что придаёт ей характерный оранжевый цвет. Радиус звезды сейчас равен 21 [3], а светимость звезды, сейчас равна 204 [3]. Звезда идентифицирована как инфракрасный источник[19].

Скорость вращения Йота Рака A превосходит солнечную в 85 раз и равна 170 км/с[9], что даёт период вращения звезды — 6,42 дн.. Это очень необычно для гиганта, для которого период вращения звезды измеряется месяцами и даже годами. Однако возможно, что звезда поглотила свой необнаруженный спутник-донор, который передал звезде, не только массу, но и свой угловой момент.

Звёзды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, одгако Йота Рака A имеет значение металличности −0.14[3], то есть от почти 72% от солнечного значения.

Звёзда Йота Рака слегка переменная: во время наблюдений яркость звезды немного меняется, колеблясь вокруг значения 4,02m[26], без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды или звёзд несколько периодов), тип переменной также не определён[26].

Свойства Йота Рака B

Вторичный компонент B представляет собой оболочечную звезду окруженную веществом, выбрасываемым её быстрым вращением[27].

Йота Рака B — судя по её спектральному классу A2V[13] звезда является карликом спектрального класса A, а также это указывает на то, что водород в ядре звезды является ядерным «топливом», то есть звезда, находится на главной последовательности.

Для звёзд подобного спектрального класса характерна масса, которая равна: 2,19 [28], а радиусы подобных звёзд должны быть равны 1,78 [28]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 8786 К[15], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет. Звезда идентифицирована как инфракрасный источник[20].

Светимость звезды равна 14,39 [15]. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала бы примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 3,79 а. е., то есть во внешнюю часть главного пояса астероидов, а более конкретно на орбиту между астероидами Ода[англ.] и Чикаго. Причём с такого расстояния Йота Рака B выглядела бы в 2 паза меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 0,25°[c] (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Звёзда довольно молодая: текущий возраст системы Йота Рака B определён, как 263 млн. лет[8]. Также известно, что звёзды с массой 2,19 [28] живут на главной последовательности порядка 1,11 млрд. лет таким обозом, Йота Рака B достаточно скоро (через 837 млн. лет) станет красным гигантом, а затем, сбросив внешние оболочки, станет белым карликом.

История изучения кратности звезды

Йота Рака A и Йота Рака B
A
A
B
B
Йота Рака A и Йота Рака B

В 1828 году российский немецкий астроном В. Я. Струве, основываясь на записях от 1777 года открыл двойственность системы Йота Рака, то есть он открыл компонент B, и звёзды вошли в каталоги как STF 1268[d].

Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[29][7]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина компонента I Видимая звёздная величина компонента II
B 1777 127 302° 31.0″ 4.13m 5.99m
1828 307° 30.4″
2018 308° 30.7'″

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Йота Рака, ни одного спутника:

  • компонент B, звезда 6-ой величины, находящаяся на угловом расстоянии 30,7 секунд дуги, что соответствует физическому расстоянию между звёздами равному 6,46 ± 2,32 пк или 21,19 ± 7,57 св. лет[e], относительная скорость составляет 37,193 ± 12,186 км/с[f]. Вторая космическая скорость на расстоянии 21,19 ± 7,57 св. лет для звёздной системы с общей массой 3,43 +2,19  должна составлять 0,0826 ± 0,033 км/с[g]. Таким образом, согласно существующим данным две звезды претерпевают тесное сближение, но гравитационно не связаны друг с другом. Однако, звёзды, с очень малой долей вероятности, могут быть гравитационно связаны это: может произойти в результате обнаружения дополнительной близкой компоненты у обеих звёзд с большой массой и в случае новых уточнений параметров, которые будут указывать на более близкое расположение двух звёзд или на их меньшую относительную скорость. Хотя можно отметить, что звёзды, вероятно, родились одном молекулярном облаке, но теперь, удаляются, друг от друга по спирали, сохраняя, пока, общее движение, но гравитационно уже не связаны друг с другом. Если мы будем смотреть со стороны Йота Рака A на Йота Рака B, то мы увидим бело-жёлтую звезду, которая светит с яркостью + 0.71m, то есть с яркостью 0,42 сатурнов (с кольцами; в максимуме). Причём угловой размер звезды будет — 2,38 mas[c]. Если же мы будем смотреть со стороны Йота Рака B на Йота Рака A, то мы увидим оранжевую звёзду, которая светит с яркостью -1.84m, то есть с яркостью 0,37 марсов (в максимуме). Причём угловой размер звезды будет — 2,8 mas[c].

Примечания

Комментарии

  1. ↑ 1 2 Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ Абсолютная звёздная величина вычисляется по формуле:: , где — видимая звёздная величина, — расстояние до объекта в пк, 10 пк
  3. ↑ 1 2 3 Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле
    , где RS — радиус звезды, выраженный в а.е.; dS — расстояние до звезды
  4. ↑ STF — ссылка на каталог В. Я. Струве, 1268 — номер записи в его каталоге
  5. ↑ По состоянию данных на 2020 год[16][17], годичные параллаксы Йота Рака[16] и Йота Рака B[17] составляют 10,0276 ± 0,308[4] mas и 9,4144 ± 0,058[12] mas, что соответствует физическим расстояниям, равным 99,72 ± 2,97 пк (325,26 ± 9,69 св. лет) и 106,22 ± 0,65 пк (346,44 ± 2,12 св. лет), соответственно. Разница этих величин позволяет вычислить радиальную компоненту расстояния между двумя звёздами — 6,96 ± 2,78 пк или 22,69 ± 9,07 св. лет. Тангенциальная компонента расстояния получается из прямого восхождения и склонения звёзд. У Йота Рака[16] их значения составляют 08ч 46м 41.82±0.23с и +28° 45′ 35.62±0.18″, у звезды Йота Рака B[17] — 08ч 46м 39.98±0.05с и +28° 45′ 26.54.22±0.03″. Вычислив разницу по каждой из координат, переведя секунды прямого восхождения к секундам дуги и затем сложив эти величины, получаем угловое разделение звёзд 18,69 ± 0,30 ", которое на среднем расстоянии от Земли 103,5 пк соответствует тангенциальному физическому расстоянию 1985,39 ± 30,98 а. е. или 0,00963 ± 0,00015 пк (0,03138 ± 0,00049 св. года). Сложив радиальное и тангенциальное расстояния, получаем физическое расстояние между Йота Рака и Йота Рака B равное 1 339 789,01 ± 478 820,66 а. е. или 6,46 ± 2,32 пк (21,19 ± 7,57 св. лет). Так как тангенциальная компонента расстояния известна с бóльшей точностью, она накладывает ограничение снизу на ошибки полученных величин 6,50+2,32
    −3,25     пк     или 21,19+7,57
    −10,58     св. лет    , что после перевода к среднему значению ошибки даёт значение расстояния — 6,96 ± 2,78 пк или 22,69 ± 9,07 св. лет
  6. ↑ По состоянию данных на 2020 год, собственные движения Йота Рака[16] составляют −23,448 ± 0,449 mas/год и −43,868 ± 0,366 mas/год, у звезды Йота Рака B[17] — −24,490 ± 0,089 mas/год и −44,551 ± 0,058 mas/год. Эти значения соответствуют относительному угловому смещению 1,042 ± 0,507 mas/год по прямому восхождению и 0,683 ± 0,424 mas/год по склонению, что даёт общее угловое относительное движение, равное 1,2459 ± 0,6609 mas/год. Согласно определению парсека, последнее значение собственного движения на расстоянии 103,5 пк соответствует значению тангенциальной скорости 0,132 ± 0,014 а.е./год или 0,627 ± 0,07 км/с. Радиальная составляющая относительной скорости получается из разницы радиальных скоростей звёзд, которая у Йота Рака составляет 15,74 ± 0,13 км/с[16], а у Йота Рака B — 25,0 ± 1,5 км/с[17]. Сложив радиальную и тангенциальную составляющие, получаем значение относительной скорости Йота Рака и Йота Рака B, равное 25 ± 1,5 км/с. Так как тангенциальная компонента скорости известна с бóльшей точностью, она накладывает ограничение снизу на ошибку полученной величины 25,008+1,501
    −25,873     км/с    , что после перевода к среднему значению ошибки даёт значение относительной скорости — 37,193 ± 12,186 км/с
  7. ↑ Расчёт второй космической скорости по стандартной формуле для суммы масс двух звёзд и их взаимного расстояния

Источники

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics (англ.). 474 (2): 653. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. ↑ 1 2 Mermilliod, J.-C. (1986). "Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished)". Catalogue of Eggen's UBV Data[англ.] (англ.). Bibcode:1986EgUBV........0M.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Massarotti, Alessandro; Latham, David W.; Stefanik, Robert P.; Fogel, Jeffrey (2008). "Rotational and Radial Velocities for a Sample of 761 HIPPARCOS Giants and the Role of Binarity". The Astronomical Journal (англ.). 135: 209. Bibcode:2008AJ....135..209M. doi:10.1088/0004-6256/135/1/209.
  4. ↑ 1 2 3 Brown, A. G. A.; et al. (August 2018), "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties", Astronomy & Astrophysics (англ.), 616, arXiv:1804.09365, Bibcode:2018A&A...616A...1G, doi:10.1051/0004-6361/201833051. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка); Шаблон цитирования имеет пустые неизвестные параметры: |1= (справка); Явное указание et al. в: |first1= (справка) [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-S?Gaia%20DR2%20705156050011771264 Gaia DR2 record for this source] at VizieR
  5. ↑ 1 2 3 Kovtyukh, V. V.; Chekhonadskikh, F. A.; Luck, R. E.; Soubiran, C.; Yasinskaya, M. P.; Belik, S. I. (2010). "Accurate luminosities for F-G supergiants from FeII/FeI line depth ratios". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 408 (3): 1568. Bibcode:2010MNRAS.408.1568K. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17217.x.
  6. ↑ 1 2 Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). "The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars". Astrophysical Journal Supplement Series (англ.). 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373.
  7. ↑ 1 2 3 i Cancri (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue.
  8. ↑ 1 2 3 4 Takeda, Yoichi; Sato, Bun'ei; Murata, Daisuke (2008). "Stellar Parameters and Elemental Abundances of Late-G Giants". Publications of the Astronomical Society of Japan[англ.] (англ.). 60 (4): 781. arXiv:0805.2434. Bibcode:2008PASJ...60..781T. doi:10.1093/pasj/60.4.781.
  9. ↑ 1 2 Royer, F.; Grenier, S.; Baylac, M.-O.; Gómez, A. E.; Zorec, J. (2002). "Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i". Astronomy and Astrophysics (англ.). 393 (3): 897. arXiv:astro-ph/0205255. Bibcode:2002A&A...393..897R. doi:10.1051/0004-6361:20020943.
  10. ↑ 1 2 Ducati, J. R. (2002). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues (англ.). 2237. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
  11. ↑ Gontcharov, G. A. (2006). "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system". Astronomy Letters (англ.). 32 (11): 759. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL...32..759G. doi:10.1134/S1063773706110065.
  12. ↑ 1 2 3 Brown, A. G. A.; et al. (August 2018), "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties", Astronomy & Astrophysics (англ.), 616, arXiv:1804.09365, Bibcode:2018A&A...616A...1G, doi:10.1051/0004-6361/201833051. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка); Шаблон цитирования имеет пустые неизвестные параметры: |1= (справка); Явное указание et al. в: |first1= (справка) [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-S?Gaia%20DR2%20705156256170201856 Gaia DR2 record for this source] at VizieR
  13. ↑ 1 2 Grenier, S.; Baylac, M.-O.; Rolland, L.; Burnage, R.; Arenou, F.; Briot, D.; Delmas, F.; Duflot, M.; Genty, V.; Gómez, A. E.; Halbwachs, J.-L.; Marouard, M.; Oblak, E.; Sellier, A. (1999). "Radial velocities. Measurements of 2800 B2-F5 stars for HIPPARCOS" (PDF). Astronomy and Astrophysics Supplement (англ.). 137 (3): 451. Bibcode:1999A&AS..137..451G. doi:10.1051/aas:1999489.
  14. ↑ 1 2 i Cancri B (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue.
  15. ↑ 1 2 3 4 McDonald, I.; Zijlstra, A. A.; Boyer, M. L. (2012). "Fundamental parameters and infrared excesses of Hipparcos stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 427: 343. arXiv:1208.2037. Bibcode:2012MNRAS.427..343M. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6  (англ.) "* iot Cnc -- High proper-motion Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Дата обращения: 8 августа 2020
  17. ↑ 1 2 3 4 5 6  (англ.) "* iot Cnc B -- High proper-motion Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Дата обращения: 8 августа 2020
  18. ↑ Eggen, Olin J. (1994). "Photometry of F-K type bright giants and supergiants. 3: The luminosity, reddening, and heavy element abundance of GK stars". The Astronomical Journal (англ.). 107: 2184. Bibcode:1994AJ....107.2184E. doi:10.1086/117030.
  19. ↑ 1 2 3 / HR 3475. Каталог ярких звёзд.
  20. ↑ 1 2 HR 3474. Каталог ярких звёзд.
  21. ↑ 1 2 Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters (англ.), 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка) XHIP recno=42972
  22. ↑ 1 2 3 Decapoda (Iota Cancri A, 48 Cancri) Star Facts (англ.). Universe Guide.
  23. ↑ Iota Cancri B (Companion Star) Facts (англ.). Universe Guide.
  24. ↑  (англ.) Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). "On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets". arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR]. {{cite arXiv}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  25. ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (2008). "A catalogue of multiplicity among bright stellar systems". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 389 (2): 869. arXiv:0806.2878. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
  26. ↑ 1 2 NSV 4238 (англ.). ГАИШ.
  27. ↑ Hauck, B.; Jaschek, C. (2000). "A-shell stars in the Geneva system". Astronomy and Astrophysics (англ.). 354: 157. Bibcode:2000A&A...354..157H.
  28. ↑ 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.
  29. ↑ STF1268: Washington Double Star Catalog catalog entry (англ.).

Ссылки


Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Йота_Рака&oldid=108865049