T Насоса
| T Насоса | |
|---|---|
| Звезда | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
| Прямое восхождение | 09ч 33м 50,86с[1] |
| Склонение | −36° 36′ 56,74″[1] |
| Расстояние | 11 000 ± 1000 св. лет (3400 ± 300 пк) |
| Видимая звёздная величина (V) | 8,86 - 9,76[2] |
| Созвездие | Насос |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | 27,51 ± 4,45[1] км/c |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | −6,969[1] mas в год |
| • склонение | +5,850[1] mas в год |
| Параллакс (π) | 0,2924 ± 0,0286[1] mas |
| Абсолютная звёздная величина (V) | −3,42[3] |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | F6Ib-G5[2] |
| Показатель цвета | |
| • B−V | 0,67 |
| Переменность | δ Cep[2] |
| Физические характеристики | |
| Радиус | 52[1] R⊙ |
| Возраст | 100[3] млн лет |
| Температура | 5286[1] K |
| Светимость | 1889[1] L⊙ |
| Металличность | −0,24[4] |
| Коды в каталогах | |
| T Ant, HIP 46924, SAO 200500, CD−36°5776 | |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
 Информация в Викиданных ? | |
 Медиафайлы на Викискладе | |
T Насоса (англ. T Antlia) — классическая цефеида на расстоянии 10-12 тысяч световых лет от Солнца в созвездии Насоса. Представляет собой бело-жёлтый сверхгигант спектрального класса F6Iab, видимая звёздная величина меняется в пределах от 8,86 до 9,76 с периодом 5,89820 дней.
Переменность[править | править код]
Видимая звёздная величина меняется регулярно с периодом 5,89820 дней. Кривая блеска имеет повторяющуюся правильную форму и обладает быстрым подъёмом, занимающим 23% от периода, и медленным спадом. Максимальная яркость соответствует видимой звёздной величине 8,86, минимальный блеск достигается при 9,76; эти значения также сохраняются на длительных интервалах времени[2].
Амплитуда, форма кривой блеска, период и постоянство параметров кривой блеска свидетельствуют о том, что T Насоса является цефеидой. Однако точный тип переменности достоверно не известен. Звезду относят к цефеидам второго типа, старым звёздам второго типа населения, но есть и гипотезы о принадлежности объекта к более молодым и массивным классическим цефеидам, также известным как переменные типа δ Цефея[3].
Расчёты показывают, что период пульсации увеличивается примерно на полсекунды в год. Это также означает снижение эффективной температуры, что должно происходить как при первом пересечении полосы нестабильности после ухода звезды с главной последовательности, так и при движении по голубой петле. Первое пересечение полосы нестабильности очень быстрое, считается, что T Насоса пересекает полосу в третий раз (второе пересечение происходит при увеличении температуры в начале голубой петли)[3].
Изменение блеска цефеид происходит вследствие пульсации их верхних слоёв, что приводит к изменению как температуры, так и радиуса. Радиус T Насоса по оценкам меняется на 5.4 радиусов Солнца, то есть на 10% своего радиуса[5]. Температура и, следовательно, спектральный класс, также меняются. Предположительно, спектральный класс меняется от F6 до G5[2].
Звёздная система[править | править код]
Анализ формы кривой блеска показал небольшие отклонения, которые можно описать синусоидой. Предполагается, что такие вариации связаны с орбитальным движением переменной звезды. Тем не менее, наличие второго компонента в системе не подтверждено. Предполагаемый объект-компаньон должен совершать полный оборот вокруг главной звезды за 42,4 года, большая полуось орбиты при этом составляет около 10.8 а.e.[3].
Неплотное рассеянное скопление находится вблизи местоположения T Насоса. Вписывание изохрон в распределение данных о наиболее ярких звёздах показывает точку поворота с главной последовательностью, сопоставимую с положением T Насоса на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Наиболее голубые звёзды скопления и сама T Насоса лучше всего соответствуют изохроне возрастом 100 миллионов лет. Вписывание изохроны в расположение красных звёзд даёт оценку возраста около 79 миллионов лет[3].
Примечания[править | править код]
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Brown, A. G. A. et al. Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2018. — August (vol. 616). — P. A1. — doi:10.1051/0004-6361/201833051. — . — arXiv:1804.09365. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
- ↑ 1 2 3 4 5 Watson, Christopher. T Antliae. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers (4 января 2010). Дата обращения: 26 сентября 2019. Архивировано 5 января 2021 года.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 Turner, D. G.; Berdnikov, L. N. The nature of the Cepheid T Antliae (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2003. — Vol. 407, no. 1. — P. 325—334. — doi:10.1051/0004-6361:20030835. — .
- ↑ Luck, R. E.; Andrievsky, S. M.; Kovtyukh, V. V.; Gieren, W.; Graczyk, D. The Distribution of the Elements in the Galactic Disk. II. Azimuthal and Radial Variation in Abundances from Cepheids (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2011. — Vol. 142, no. 2. — P. 51. — doi:10.1088/0004-6256/142/2/51. — . — arXiv:1106.0182.
- ↑ Tsvetkov, TS. G. Absolute and relative amplitudes of variations in radius of classical cepheids (англ.) // Astrophysics and Space Science : journal. — 1988. — Vol. 150, no. 2. — P. 223—234. — doi:10.1007/BF00641718. — .
