Лямбда Возничего

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Звезда
Лямбда Возничего, λ Возничего
Auriga constellation map ru lite.png
Red circle.svg
StarArrowUR.svg
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Одиночная звезда
Прямое восхождение 05ч 19м 8,47с[1]
Склонение +40° 05′ 56,58″[1]
Расстояние 41,2±0,1 св. года (12,63±0,04 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) 4.71[2]
Созвездие Возничий
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 66,5[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +518,99 ± 0,26[1] mas в год
 • склонение -665,06 ± 0,13[1] mas в год
Параллакс (π) 79.17 ± 0.28[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) 4.20[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс G1V[5]
Показатель цвета
 • B−V +0.62[2]
 • U−B +0.13[2]
Физические характеристики
Масса 1,081++0,054
−-0,029
[6] M
Радиус 1,331 ± 0,021[5] R
Возраст 4,[7] 5,0–7,9 млрд,[8] лет
Температура 5 890 ± 4,3[9] K
Светимость 1,732 ± 0,022[5] L
Металличность +0.12[7]
Вращение км/с[10]
Информация в базах данных
SIMBAD данные
ARICNS данные
Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

Лямбда Возничего (λ Возничего, Lambda Aurigae, сокращ. lam Aur, λ Aur) — звезда в северном созвездии Возничий. Звезда имеет видимую звёздную величину 4.71m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом на пригородном небе.

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 41,2 св. лет (12,63 пк) от Солнца[1]. Звезда наблюдается севернее 50° ю. ш., то есть практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением приполярных областей Антарктиды. Лучшее время наблюдения — декабрь[12].

Имя звезды[править | править код]

λ Aurigae — (латинизированный вариант лат. Lambda Aurigae) является обозначением Байера. У звезды также имеется обозначение данное Флемстидом — 15 Aurigae.

Звезда, возможно, была названа «Аль Хурр», что означает «олень» по-арабски[13]. λ Возничего, наряду с µ Возничего и ρ Возничего входила в астеризм «Палатка» англ. Al Ḣibāʽ (араб. ألحباع‎), как это было приведено у Казвини[13]. Согласно каталогу звёзд в Техническом меморандуме 33-507 — сокращённый каталог звёзд, содержащий 537 названных звёзд — Al Ḣibāʽ был названием для трёх звёзд: λ Возничего как Al Ḣibāʽ I, µ Возничего как Al Ḣibāʽ II и σ Возничего как Al Ḣibāʽ III[14].

В китайской астрономии (англ.), звезда относится к созвездию «Сеть» (англ.) и астеризму 咸池 (Xián Chí), что означает «Область Гармонии» (англ. Pool of Harmony), состоящему из Лямбда Возничего, Ро Возничего и HD 36041[15]. Следовательно, сама Лямбда Возничего известна как 咸池三 (Xián Chí sān, англ. the Third Star of Pool of Harmony — «Третья звезда Области Гармонии»)[16].

Свойства звезды[править | править код]

Лямбда Возничего — жёлтый карлик спектрального типа G1V[5], что указывает на то, что звезда использует водород в своём ядре в качестве ядерного «топлива». По составу звезда очень похожа на Солнце, а по массе и радиусу немного больше[6]. Звезда имеет поверхностную гравитацию 4,02 СГС[17] или 104,7 м/с2, то есть почти в три раза меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2. Она на 73 % ярче Солнца[5] и излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 5890 К[9], что придаёт ей желтоватый оттенок звезды G-типа[18].

Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 1,35 а.е. (то есть несколько ближе Марса, чей радиус орбиты равен 1,56 а.е.). Причём с такого расстояния Лямбда Возничего выглядела бы на 25 % меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 0,75° (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°)[19].

Лямбда Возничего имеет низкий уровень поверхностной активности и находится в состоянии аналогичным минимуму Маундера на Солнце[20], возможно, в результате большого возраста (звезды, становясь старше, вращаются медленнее, в результате магнитного торможения)[21].

Вращаясь с экваториальной скоростью км/с (то есть со скоростью практически равной солнечной), этой звезде требуется порядка 35 дней, чтобы совершить полный оборот. В результате сочетания массы (на 7 % больше чем у Солнца) и светимости (поскольку звезды главной последовательности по мере увеличения возраста становится ярче), возраст Лямбда Возничего можно оценить в 6 2 млрд. лет (то есть на 1 7 млрд. лет старше Солнца). Учитывая теоретическое время жизни звезды в 8 млрд. лет, звезде, хотя в настоящее время она и остаётся настоящим карликом, осталось не так много времени, чтобы закончить ядерный синтез и стать настоящим субгигантом, как и всем звёздам её класса[21].

К сожалению, у звезды не обнаружено каких-либо планет, по крайней мере пока, хотя сама Лямбда Возничего, в некоторой степени, богата металлами (звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь больше металлов), а содержание железа (относительно водорода) на 15 % больше, чем у Солнца. Большинство других химических элементов также довольно велико, хотя азот и углерод несколько подавлены[21].

Лямбда Возничего была исследована на наличие избыточного инфракрасного излучения, которое может указывать на наличие околозвёздного диска из пыли, но никакого существенного избытка не наблюдалось[7]. Звезда является возможным членом движущейся группы звёзд Эпсилон Индейца, члены которой имеют общее движение в пространстве. Компоненты пространственной скорости для этой звезды [U,V,W] = [+76,-39,-6] км/с, то есть во много раз больше, чем у окружающих Солнце звёзд[22].

Кратность звезды[править | править код]

Двойственность звезды открыл В. Я. Струве в 1836 году (современный компонент AD). Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[23]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина 1 компонента Видимая звёздная величина 2 компонента
AB 1900 1 274° 29.1 4.71m 13.4m
AC 1879 5 198° 40.5 4.71m 12.1m
1934 268° 41.7
AD 1836 16 29° 103.5 4.71m 8.6m
1921 146.6
AE 1911 1 60° 168.8 4.8m
CB 1934 1 351° 27.2 12.1m 13.4m
DE 1912 1 113° 145.6 8.6m

Однако, у звезды, похоже, нет спутников. Хотя в таблице и перечислено четыре спутника (14-ой величины Лямбда Возничего B на расстоянии 29.1", 13-ой величины Лямбда Возничего C на расстоянии 41.7" и 9-ой величины Лямбда Возничего D и E на расстояниях 146.6" и 168.8"), их движения показывают, что эти звёзды движутся очень быстро, и, скорее всего, они не имеют гравитационной связи с Лямбда Возничего, то есть все они находится на линии прямой видимости. Само движение Лямбда Возничего, тем не менее, показывает, что звезда это посетитель из другой части Галактики, так как звезда движется с огромной скоростью 76 км/с относительно Солнца, что почти в пять раз больше, чем у местных звёзд Галактического диска[21].

Ближайшее окружение звезды[править | править код]

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[24] от системы Лямбда Возничего (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
Капелла G 5 III 4.41
HD 29697 K3 V 15.64
Йота Персея G0 V 17.5
Глизе 176 M2.5e V 17.59
Хи¹ Ориона G0 V 18.07
Пси5 Возничего G0 V 18.57
111 Teльца F8e V 18.71
HD 21809 G5 V? 19.11
Тета Персея F7 V 19.78

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет, есть ещё порядка 25 красных, оранжевых и жёлтых карликов спектрального класса M, K, G и 2 белых карлика, которые в список не попали.

Примечания[править | править код]

Комментарии
  1. Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
Источники
  1. 1 2 3 4 5 6  (англ.) van Leeuwen, Floor (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357  Note: see VizieR catalogue I/311.
  2. 1 2 3 4  (англ.) Johnson, H. L.; Iriarte, B.; Mitchell, R. I. & Wisniewskj, W. Z. (1966), "UBVRIJKL photometry of the bright stars", Communications of the Lunar and Planetary Laboratory Т. 4 (99) 
  3.  (англ.) Nordström, B.; Mayor, M.; Andersen, J. & Holmberg, J. (May 2004), "The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs", Astronomy and Astrophysics Т. 418: 989–1019, DOI 10.1051/0004-6361:20035959 
  4.  (англ.) Holmberg, J.; Nordström, B. & Andersen, J. (July 2009), "The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics", Astronomy and Astrophysics Т. 501 (3): 941–947, DOI 10.1051/0004-6361/200811191 
  5. 1 2 3 4 5  (англ.) Boyajian, Tabetha S.; McAlister, Harold A.; van Belle, Gerard & Gies, Douglas R. (February 2012), "Stellar Diameters and Temperatures. I. Main-sequence A, F, and G Stars", The Astrophysical Journal Т. 746 (1): 101, DOI 10.1088/0004-637X/746/1/101 . See Table 10.
  6. 1 2  (англ.) Takeda, Genya; Ford, Eric B.; Sills, Alison & Rasio, Frederic A. (February 2007), "Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Physical Properties of ~1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog", The Astrophysical Journal Supplement Series Т. 168 (2): 297–318, DOI 10.1086/509763 
  7. 1 2 3  (англ.) Greaves, J. S.; Wyatt, M. C. & Bryden, G. (August 2009), "Debris discs around nearby solar analogues", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Т. 397 (2): 757–762, DOI 10.1111/j.1365-2966.2009.15048.x 
  8.  (англ.) Mamajek, Eric E. & Hillenbrand, Lynne A. (November 2008), "Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics", The Astrophysical Journal Т. 687 (2): 1264–1293, DOI 10.1086/591785 
  9. 1 2  (англ.) Kovtyukh, V. V.; Soubiran, C.; Belik, S. I. & Gorlova, N. I. (2003), "High precision effective temperatures for 181 F-K dwarfs from line-depth ratios", Astronomy and Astrophysics Т. 411 (3): 559–564, DOI 10.1051/0004-6361:20031378 
  10.  (англ.) Takeda, Yoichi; Sato, Bun'ei; Kambe, Eiji & Masuda, Seiji (February 2005), "High-Dispersion Spectra Collection of Nearby F--K Stars at Okayama Astrophysical Observatory: A Basis for Spectroscopic Abundance Standards", Publications of the Astronomical Society of Japan Т. 57 (1): 13–25, DOI 10.1093/pasj/57.1.13 
  11.  (англ.) * lam Aur -- High proper-motion Star, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=lam+Aur>. Проверено 27 января 2019. 
  12. HR 1729. Каталог ярких звезд.
  13. 1 2 Allen, R. H. Star Names: Their Lore and Meaning (англ.). — Reprint. — New York, NY: Dover Publications Inc, 1963. — P. 91. — ISBN 0-486-21079-0.
  14.  (англ.) Rhoads, Jack W. (November 15, 1971), Technical Memorandum 33-507-A Reduced Star Catalog Containing 537 Named Stars, California Institute of Technology: Jet Propulsion Laboratory, <https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19720005197_1972005197.pdf>. Проверено 19 августа 2012. 
  15.  (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.
  16.  (кит.) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 13 日
  17.  (англ.) Chen, Y. Q.; Nissen, P. E.; Zhao, G. & Zhang, H. W. (February 2000), "Chemical composition of 90 F and G disk dwarfs", Astronomy and Astrophysics Supplement Т. 141: 491–506, DOI 10.1051/aas:2000124 
  18.  (англ.) The Colour of Stars, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, December 21, 2004, <http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html>. Проверено 16 января 2012.  Архивировано 10 марта 2012 года.
  19. Lambda Aurigae (англ.). Internet Stellar Database.
  20.  (англ.) Lubin, Dan; Tytler, David & Kirkman, David (March 2012), "Frequency of Maunder Minimum Events in Solar-type Stars Inferred from Activity and Metallicity Observations", The Astrophysical Journal Letters Т. 747 (2): L32, DOI 10.1088/2041-8205/747/2/L32 
  21. 1 2 3 4  (англ.) Kaler, James B., LAMBDA AUR (Lambda Aurigae), University of Illinois, <http://stars.astro.illinois.edu/sow/lambdaaur.html> 
  22.  (англ.) Kovacs, N. & Foy, R. (August 1978), "A detailed analysis of three stars in the Eggen's Epsilon INDI moving group", Astronomy and Astrophysics Т. 68 (1–2): 27–31 
  23. l Aurigae (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue.
  24. Stars within 20 light-years of Lambda Aurigae: (англ.). Internet Stellar Database.

Ссылки[править | править код]