Тау Весов
| Тау Весов; τ Весов | |||||||||||||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Кратная звезда | |||||||||||||||||||||||||||
   | |||||||||||||||||||||||||||
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|||||||||||||||||||||||||||
| Тип | Кратная звезда | ||||||||||||||||||||||||||
| Прямое восхождение | 15ч 38м 39,37с[1] | ||||||||||||||||||||||||||
| Склонение | −29° 46′ 39,90″[1] | ||||||||||||||||||||||||||
| Расстояние | 367±8 св. лет (112±3 пк)[a] | ||||||||||||||||||||||||||
| Видимая звёздная величина (V) | 3.68[2] | ||||||||||||||||||||||||||
| Созвездие | Весы | ||||||||||||||||||||||||||
| Астрометрия | |||||||||||||||||||||||||||
| Лучевая скорость (Rv) | +33,3 ± 2,3[3] км/c | ||||||||||||||||||||||||||
| Собственное движение | |||||||||||||||||||||||||||
| • прямое восхождение | −22,08[1] mas в год | ||||||||||||||||||||||||||
| • склонение | −24,46[1] mas в год | ||||||||||||||||||||||||||
| Параллакс (π) | 8,89 ± 0,20[1] mas | ||||||||||||||||||||||||||
| Абсолютная звёздная величина (V) | −1.59[4] | ||||||||||||||||||||||||||
| Спектральные характеристики | |||||||||||||||||||||||||||
| Спектральный класс | B2.5V[5] | ||||||||||||||||||||||||||
| Показатель цвета | |||||||||||||||||||||||||||
| • B−V | −0.179[2] | ||||||||||||||||||||||||||
| • U−B | −0.717[2] | ||||||||||||||||||||||||||
| Физические характеристики | |||||||||||||||||||||||||||
| Масса | 12,69 (Aa+Ab+B) M⊙ | ||||||||||||||||||||||||||
| Радиус | 3,2 R☉ | ||||||||||||||||||||||||||
| Возраст | 31,5 ± 5,6 млн.[6] лет | ||||||||||||||||||||||||||
| Температура | 21 770 К[14] | ||||||||||||||||||||||||||
| Светимость | 2,705 L☉ | ||||||||||||||||||||||||||
| Вращение | 80 км/с[15] | ||||||||||||||||||||||||||
| Элементы орбиты | |||||||||||||||||||||||||||
| Период (P) |
3,2907 ± 0,0004 дн.[7] или 0,009 лет |
||||||||||||||||||||||||||
| Большая полуось (a) | 0,001610[8]″ | ||||||||||||||||||||||||||
| Эксцентриситет (e) | 0,28[7][9] | ||||||||||||||||||||||||||
| Узел (Ω) | 114[7]° | ||||||||||||||||||||||||||
| Эпоха периастра (T) | 2 439 272,312 JD[7] | ||||||||||||||||||||||||||
| Информация в базах данных | |||||||||||||||||||||||||||
| SIMBAD | данные | ||||||||||||||||||||||||||
| Звёздная система | |||||||||||||||||||||||||||
|
У звезды существует 3 компонента Их параметры представлены ниже: |
|||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||
| Источники: [13] | |||||||||||||||||||||||||||
 Информация в Викиданных ? | |||||||||||||||||||||||||||
Тау Весов (τ Весов, Tau Librae, τ Librae, сокр. Tau Lib, τ Lib) — кратная звезда[c] в зодиакальном созвездии Весов, чуть севернее границы с созвездием Волка и всего в пяти градусах к западу от границы с созвездием Скорпиона[16].
Тау Весов имеет видимую звёздную величину +3,68m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом на внутригородском небе (англ. Inner-city sky), причём надо внести поправку на уменьшение яркости на 0,22m за счёт межзвездной пыли[16]. Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[1], известно, что звезда удалена примерно на 367 св. лет (112 пк) от Земли. Звезда наблюдается южнее 61° с. ш., то есть звезда видна южнее пров. Согн-ог-Фьюране (Норвегия), Ладожского озера, залива Пенжинская губа и полуострова Кенай (Аляска). Лучшее время для наблюдения — май[17].
Тау Весов движется довольно медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна 3 км/с[17], что составляет 30 % скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Звезда приближалась к Солнцу на расстояние 371,5 св. лет 3,051 млн лет[4] назад, когда она увеличивала свою яркость на 0,53m до величины 3,15m (то есть звезда светила тогда, как Пи Геркулеса светит сейчас). По небосводу звезда движется на юго-запад[18], проходя по небесной сфере 0,0286 угловых секунд в год.
Средняя пространственная скорость Тау Весов имеет компоненты (U, V, W)=(−17.2, −12.5, −7.4)[4], что означает U=−17,2 км/с (движется по направлению от галактического центра), V=−12,5 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W=−7,4 км/с (движется в направлении южного галактического полюса). Сама звезда, судя по её движению в пространстве и физическим свойствам является возможным членом OB-ассоциации Скорпиона — Центавра[19][3], центр которого находится в 450 световых годах[16].
Имя звезды[править | править код]
Хотя у Тау Весов нет собственного имени, её иногда называют Derakrab Australis, что означает «южная клешня Скорпиона». Термин Derakrab является сокращением арабского названия «Аль-Дхира аль-Акраб» (الذراع العقرب) — «клешня Скорпиона», в то время как латинское слово Australis указывает, что эта клешня «южная».
Тау Весов (латинизированный вариант лат. Tau Librae) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[18]. Хотя звезда имеет обозначение τ (Тау — 19-я буква греческого алфавита), однако, сама звезда — 5-я по яркости в созвездии. 40 Весов (латинизированный вариант лат. 40 Librae) является обозначением Флемстида[18].
Свойства кратной системы[править | править код]
 Aa | |||||||||||||
| T = 3,291 дн. a=0,844 ″ | |||||||||||||
| Ab | |||||||||||||
| T=0,44 лет a= 0.012 ″ | |||||||||||||
 B | |||||||||||||
Иерархия орбит системы Тау Весов
Тау Весов Aa и Ab являются очень узкой парой спектрально-двойных звёзд[20], в который компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,844 ″[8], что соответствует физическому расстоянию в 0,082 а.е. и вращаются друг вокруг друга с периодом 3,291 дн.[8]. У орбиты не очень большой, но заметный эксцентриситет, который равен 0,28[8], и как результат звезды то сближаются на расстояние 0,06 а.е., то удаляются на расстояние 0,11 а.е..
У пары звёзд Тау Весов Aa,Ab присутствует компаньон B, на угловом расстоянии в 0,012 ″[8], что соответствует физическому расстоянию в 1,27 а.е. и он вращается вокруг общего барицентра с периодом 160,8 дн.[8]. Если мы будем смотреть со стороны пары Тау Весов Aa-Ab на спутник Тау Весов B, то мы увидим бело-жёлтую звезду, которая светит с яркостью −29.74m, то есть с яркостью 15,77 солнц. Причём угловой размер звезды будет — ~0,92 °[d], то есть в ~1,8 паза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли
С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Тау Весов B на пару звёзд Тау Весов Aa-Ab, то мы увидим две бело- голубые звёзды, одна из которых светит с яркостью от −32.64m, то есть с яркостью 228 солнц, а вторая звезда будет светить с яркостью примерно −32.10m, то есть с яркостью 138,7 солнц. Угловой размер для первой звезды будет ~2,1 °[d] и ~1,2 °[d] для второй звезды, то есть в ~4 и ~2,5 паза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°). При этом максимальное угловое расстояние между звёздами будет 7,4°.
Звёзды очень молодые: текущий возраст системы Тау Весов определён, как 31,5 ± 5,6 млн.[6]. Также известно, что звёзды с массой 6,88 [8] живут на главной последовательности порядка 45 млн. лет и таким обозом, Тау Весов Aa очень скоро (примерно через 10 млн. лет) станет красным гигантом, (причем на этой стадии она поглотит обоих своих спутников, приобретя их угловой момент и раскрутившись) а затем, сбросив внешние оболочки, станет очень массивным белым карликом с массой примерно такой же, как у Сириуса B. Однако пара звёзд Aa-Ab достаточно близкая, чтобы провзаимодействовать во время эволюции обоих звёзд. Трудно сказать, что именно произойдет, но перенос массы туда и обратно по мере развития звёзд может когда-нибудь привести к крайне нестабильному поведению[16].
У системы наблюдается избыток инфракрасного излучения, что свидетельствует о наличии околозвездного диска[11].
Свойства компонента Aa[править | править код]
Тау Весов Aa, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна 6,88 [8] родилась как карлик спектрального класса B3,5V. Тогда её радиус был порядка 4,2 , а эффективная температура поверхности около 18 100 К[21], но затем в процессе очень эволюции звезда несколько увеличила свой радиус и остыла. Также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 17 990 К[11], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Её светимость, правда, болометрическая, равна 2705 [12].
В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1979 году, а поскольку звезда кратная то скорее всего измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этом измерении приведены в таблице:
| Год | m | Спектр | D (mas) | Rабс () |
Комм. |
| 1979 | 3,66 | B2,5V | 0,33 | 3,2 | [22] |
| 1985 | 3,66 | B2,5V | 0,35 | — | [23] |
Однако, вряд ли хоть одно из этих измерений было правильным, поскольку для звёзд спектрального класса B2.5V[8] более характерны радиусы равные ~5,0 [21].
Звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для карликовой звезды —4,33 СГС[11] или 213,8 м/с², что составляет 78 % от солнечного значения (274,0 м/с²).
Тау Весов Aa имеет металличность существенно большую по сравнению Солнцем и равную +0,17[11], то есть 148 % от солнечного значения, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из тех областей Галактики, где было дольно много металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря более плотному звёздному населению и большему количеству сверхновых звёзд. Тау Весов Aa вращяется со скоростью в 66,5 раз больше солнечной и равной 134 км/с[3], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, 2 дня.
Свойства компонента Ab[править | править код]
Тау Весов Ab, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна 3,64 [8] родилась как карлик спектрального класса B8,5V. Тогда её радиус был порядка 2,9 , а эффективная температура около 11 100 К[21]. Также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что светимость звезды, равна 114 . Сама звезда будет напоминать по характеристикам Ипсилон4 Эридана. Абсолютная звёздная величина подобных звёзд равна −0,04m, таким образом, видимая звёздная величина на расстоянии 367 св. лет составит порядка 4,2m, однако видна она не будет, поскольку её свет будет полностью затмевается светом главной звезды.
Свойства компонента B[править | править код]
Тау Весов B, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна 2,17[8], родилась как карлик спектрального класса A2V[24] (то есть звезда будет напоминать по характеристикам Сигма Андромеды), что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезды подобного класса излучают энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 8820 К[24], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A. Радиус подобных звёзд оценивается в 2,19 [24]. Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что светимость звезды, равна 9,43 .
Примечания[править | править код]
- Комментарии
- ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
- ↑ 1 2 Абсолютная звёздная величина вычисляется по формуле:: , где — видимая звёздная величина, — расстояние до объекта в пк, 10 пк
- ↑ Компоненты звезды (Aa и Ab) не видны в телескоп, но могут изучаться с помощью спектрографа
- ↑ 1 2 3 Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
- Источники
- ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics (англ.), 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ 1 2 3 4 Gutierrez-Moreno, Adelina; Moreno, Hugo (June 1968), "A photometric investigation of the Scorpio-Centaurus association", Astrophysical Journal Supplement (англ.), 15: 459, Bibcode:1968ApJS...15..459G, doi:10.1086/190168.
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ 1 2 3 4 Jilinski, E.; et al. (March 2006), "Radial velocity measurements of B stars in the Scorpius-Centaurus association", Astronomy and Astrophysics (англ.), 448 (3): 1001—1006, arXiv:astro-ph/0601643, Bibcode:2006A&A...448.1001J, doi:10.1051/0004-6361:20041614.
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ 1 2 3 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. XHIP recno=76348 (фр.). vizier.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021.
- ↑ Hiltner, W. A.; Garrison, R. F.; Schild, R. E. (July 1969), "MK Spectral Types for Bright Southern OB Stars", Astrophysical Journal (англ.), 157: 313—326, Bibcode:1969ApJ...157..313H, doi:10.1086/150069.
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ 1 2 Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (January 2011), "A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.), 410 (1): 190—200, arXiv:1007.4883, Bibcode:2011MNRAS.410..190T, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x.
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ 1 2 3 4 Pourbaix, D.; et al. (2004), "SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits", Astronomy and Astrophysics (англ.), 424 (2): 727—732, arXiv:astro-ph/0406573, Bibcode:2004A&A...424..727P, doi:10.1051/0004-6361:20041213.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 Multiple Star Catalog (HIP => 76600) (англ.). A.Tokovinin.
- ↑ Basic data (System:855) (англ.). D.Pourbaix (англ.). sb9.astro.ulb.ac.be. Дата обращения: 24 июня 2021..
- ↑ Pasinetti-Fracassini, L. E.; et al. (February 2001), "Catalog of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS)", Astronomy and Astrophysics (англ.) (3rd ed.), 367: 521—524, arXiv:astro-ph/0012289, Bibcode:2001A&A...367..521P, doi:10.1051/0004-6361:20000451.
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ 1 2 3 4 5 6 Saffe, C.; Gómez, M.; Pintado, O.; González, E. (October 2008), "Spectroscopic metallicities of Vega-like stars", Astronomy and Astrophysics (англ.), 490 (1): 297—305, arXiv:0805.3936, Bibcode:2008A&A...490..297S, doi:10.1051/0004-6361:200810260.
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ 1 2 Hohle, M. M.; et al. (April 2010), "Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants", Astronomische Nachrichten (англ.), 331 (4): 349, arXiv:1003.2335, Bibcode:2010AN....331..349H, doi:10.1002/asna.200911355.
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ * tau Lib -- Spectroscopic binary (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано 3 октября 2020 года.
- ↑ Sokolov N. A. The determination of T_eff_ of B, A and F main sequence stars from the continuum between 3200 A and 3600 A — 1995. — Т. 110. — С. 553–564.
- ↑ Abt H. A., Levato H., Grosso M. Rotational Velocities of B Stars (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2002. — Vol. 573, Iss. 1. — P. 359–365. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/340590
- ↑ 1 2 3 4 TAU LIB (Tau Librae) (англ.). Jim Kaler, Stars. Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано 3 октября 2020 года.
- ↑ 1 2 HR 5812. Каталог ярких звезд. Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано 22 января 2020 года.
- ↑ 1 2 3 Tau Librae (40 Librae) Star Facts (англ.). Universe Guide. Архивировано 3 июня 2021 года.
- ↑ t Librae (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано 21 февраля 2005 года.
- ↑ Strom, Stephen E.; et al. (February 2005), "B Star Rotational Velocities in h and χ Persei: A Probe of Initial Conditions during the Star Formation Epoch?", The Astronomical Journal (англ.), 129 (2): 809—828, arXiv:astro-ph/0410337, Bibcode:2005AJ....129..809S, doi:10.1086/426748.
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ 1 2 3 Silaj, J.; et al. (November 2014), "The Hα Profiles of Be Shell Stars", The Astrophysical Journal (англ.), 795 (1): 12, Bibcode:2014ApJ...795...82S, doi:10.1088/0004-637X/795/1/82, 82.
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) - ↑ Pasinetti Fracassini, L. E.; et al. (bruary 2001), "Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) – Third edition – Comments and statistics", Astronomy and Astrophysics (англ.), 367: 521—524, arXiv:astro-ph/0012289, Bibcode:2001A&A...367..521P, doi:10.1051/0004-6361:20000451.
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) CADARS catalog entry: recno=6797 (фр.). webviz.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021. at VizieR (фр.). webviz.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021. Архивировано 12 октября 2020 года. - ↑ Pasinetti Fracassini, L. E.; et al. (bruary 2001), "Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) – Third edition – Comments and statistics", Astronomy and Astrophysics (англ.), 367: 521—524, arXiv:astro-ph/0012289, Bibcode:2001A&A...367..521P, doi:10.1051/0004-6361:20000451.
{{citation}}: Проверьте значение даты:|date=(справка) CADARS catalog entry: recno=6798 (фр.). webviz.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021. at VizieR (фр.). webviz.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021. Архивировано 12 октября 2020 года. - ↑ 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.
Ссылки[править | править код]
- Изображение Тау Весов (фр.). aladin.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021., Aladin (фр.). aladin.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021.
- Изображения Тау Весов. www.wikisky.org. Дата обращения: 24 июня 2021., Wikisky (англ.). www.wikisky.org. Дата обращения: 24 июня 2021.
