Кси Волопаса

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
ξ Волопаса
Звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 14ч 51м 23,3785с
Склонение +19° 06′ 01,656″
Расстояние 22,1±0,1 св. года (6,78±0,03 пк)
Видимая звёздная величина (V) A: 4,70
B: 6,97
Созвездие Волопас
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 3,0 км/c
Собственное движение (μ) RA: 152,81 mas в год
Dec: -71,28 mas в год
Параллакс (π) 149,26 ± 0,76 mas
Абсолютная звёздная величина (V) A: 5,54
B: 7,81
Характеристики
Спектральный класс A: G8Ve
B: K4Ve
Переменность A: BY Dra
B: Вспыхивающая
Физические характеристики
Масса 0,9/0,7 M
Радиус 0,89/0,71 R
Температура 5128K/3410 K
Светимость 0,49/0,061 L
Металличность A: 55-155%
B: ?
Вращение A: 3 км/с
B: ?
Другие обозначения
37 Волопаса, Глизе 566, Xi Boötis, 37 Boötis, Gl 566, HR 5544, BD +19 2870, HD 131156, GCTP 3360.00, SAO 101250, Struve 1888, ADS 9413, GC 19991, CCDM 14513+1906, HIP 72659
Информация в базах данных
SIMBAD данные
ARICNS данные
Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

КоординатыSky map 14ч 51м 23,3785с +19° 06′ 01,656″

Кси Волопаса (лат. Xi Boötis) — двойная звезда, которая находится в созвездии Волопаса на расстоянии около 22 световых лет от нас.

Характеристики[править | править код]

Система ξ Волопаса видна невооружённым глазом как тусклая оранжевая звезда. Исследование её ведётся давно. В 1780 году английский астроном Уильям Гершель открыл наличие второй компоненты у звезды. Согласно новым, уточнённым, измерениям, компоненты разделены между собой расстоянием в 33,6 а. е. (4,94"), совершая полный оборот вокруг общего центра масс за 151,6 лет. Звёзды движутся по вытянутой эллиптической орбите (e=0,51) с апоастром 16,5 а. е. и периастром 50,7 а. е.[1] В 1943 году датский астроном Кай Странд (англ. Kaj Aage Gunnar Strand) объявил об открытии систематических колебаний в лучевой скорости ξ Волопаса, наблюдавшихся им с 1939 по 1942 год. Эти астрометрические колебания позволили сделать предположение, что в системе находится субзвёздный объект массой около 1/10 массы Солнца. В 1988 году группа астрономов подтвердила существование периодических колебаний в лучевой скорости, что указывает на возможное существование компаньона массой в 1—9 масс Юпитера, обращающегося вокруг звезды ξ Волопаса B.[2] Однако точных доказательств существования объекта пока не найдено.

ξ Волопаса A[править | править код]

Главная компонента представляет собой жёлтый карлик, по своим характеристикам напоминающий Солнце. Масса и диаметр звезды равны 90—94 % и 89 % солнечных соответственно,[3] а светимость — всего лишь 49 % солнечной светимости. Поскольку у звезды наблюдается бурная хромосферная активность, это означает, что она по астрономическим меркам довольно молода: её возраст оценивается в 60 миллионов лет.[4] Активность звёздных недр является причиной переменности: блеск ξ Волопаса A варьируется между 4,52 и 4,67 видимой звёздной величиной с периодичностью каждые 10,13 суток, что причисляет её к переменным типа BY Дракона.

ξ Волопаса B[править | править код]

Вторая компонента является более тусклой и относительно холодной звездой (3410 градусов по Кельвину на поверхности) и принадлежит к классу оранжевых карликов главной последовательности. Её масса приблизительно равна 67—76 % солнечной, а диаметр эквивалентен 71 % диаметра Солнца.[3]

Ближайшее окружение звезды[править | править код]

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 10 световых лет от ξ Волопаса:

Звезда Спектральный класс Расстояние, св. лет
Лаланд 25372 M1,5 Ve 6,9
BD+11 2576 M1 V 9,2
LP 378-541 M2 V 9,3

Примечания[править | править код]

  1. Söderhjelm, Staffan. Visual binary orbits and masses POST HIPPARCOS (англ.). Astronomy and Astrophysics, v.341, p.121-140 (1999) (01/1999). Проверено 21 сентября 2009. Архивировано 1 апреля 2012 года.
  2. Campbell, B., Walker, G. A. H., & Yang, S. A search for substellar companions to solar-type stars (англ.). Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 331, Aug. 15, 1988, p. 902-921. (Aug. 15, 1988). Проверено 21 сентября 2009. Архивировано 7 апреля 2012 года.
  3. 1 2 Johnson, H. M. & Wright, C. D. redicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun (англ.). Astrophysical Journal Supplement Series (ISSN 0067-0049), vol. 53, Nov. 1983, p. 643-711. (Nov. 1983). Проверено 21 сентября 2009. Архивировано 16 февраля 2012 года.
  4. Barry, D. C. The chromospheric age dependence of the birthrate, composition, motions, and rotation of late F and G dwarfs within 25 parsecs of the sun (англ.). Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 334, Nov. 1, 1988, p. 436-448. (Nov. 1, 1988). Проверено 21 сентября 2009. Архивировано 7 апреля 2012 года.

См. также[править | править код]

Ссылки[править | править код]