50 Персея

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
50 Персея
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 Одиночная звезда
Прямое восхождение 04ч 08м 36,62с[1]
Склонение +38° 02′ 23,05″[1]
Расстояние 68,5±0,4 св. года (21,0±0,1 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) 5.52[2]
Созвездие Персей
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +26,2[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +164,10[1] mas в год
 • склонение −202,60[1] mas в год
Параллакс (π) 47.63 ± 0.26 [1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) 3.87[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс F7V[5]
Показатель цвета
 • B−V +0.54[2]
 • U−B +0.00[2]
Переменность RS CVn/BY Dra
Физические характеристики
Масса 1,16[6] M⊙
Радиус 1,34[7] R⊙
Возраст ~0,6 млрд. [8] лет
Температура 6147[6] K
Светимость 2,47[9] L⊙
Металличность −0.11[6]
Вращение 20.81[10]
Часть от поток Гиад[d][22]
Коды в каталогах

Fl 50 Persei, 50 Персея, 50 Per
BD +37 882, FK5 2297, HD 25998, HIC 19335, HIP 19335, HR 1278, IRAS 04052+3754, PPM 69137, SAO 57006, 2MASS J04083660+3802230, GC 4973, GCRV 2370, GJ 9145, LTT 11352, N30 849, PLX 911, TD1 2841, TYC 2877-1545-1, UBV 4045, WDS J04076+3804E [11]

Звёздная система
У звезды существует 1 компонент
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

50 Персея, 50 Persei, сокращ. 50 Per) —звезда в северном созвездии Персея. Звезда имеет видимую звёздную величину +5.52m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на засвеченном пригородном небе (англ. Bright suburban sky). Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[1], известно, что звезда удалена примерно на 68,5 св. лет (21,0 пк) от Земли. Звезда наблюдается севернее 52° ю. ш., то есть видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением приполярных областей Антарктиды, а также самых южных областей Чили, Аргентины и Австралии[23]. Лучшее время для наблюдения — ноябрь[23].

Сама звезда движется быстрее относительно Солнца, чем остальные звёзды, её радиальная гелиоцентрическая скорость: +25 км/с[23], что в 2,5 раза быстрее скорости, местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца.

Имя звезды[править | править код]

50 Персея — (латинизированный вариант лат. 50 Persei) является обозначение Флемстида. У звезды также есть альтернативное название: V582 Персея, V582 Per[7].

Свойства звезды[править | править код]

50 Персея — карлик, спектрального класса F7V[5], что 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 6147 К[6], что придаёт ей характерный жёлто-белый цвет звезды- спектрального класса F.

Масса звезды обычна для карлика и составляет: 1,16 [6]. Eё радиус на 34 % больше радиуса Солнца и составляет 1,34 [7]. Также звезда ярче нашего Солнца почти в 3 раза, её светимость составляет 2,47 [9]. Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 1,57 а.е., то есть примерно туда, где в Солнечной системе находится Марс. Причём с такого расстояния, 50 Персея выглядела бы почти на 10 % меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 0,45° (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°)[b].

Звезда имеет поверхностную гравитацию 4,35 СГС[6] или 223,9 м/с2, то есть несколько меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2). Звёзды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, но 50 Персея имеет на четверть меньшее значение металличности: содержание железа в ней относительно водорода составляет 78 %[6] от солнечного.

Оценка скорости вращения составляет 20,81 км/с[10], что даёт период вращения менее четырёх дней. 50 Персея имеет избыток инфракрасного излучения на длине волны 70 мкм, что свидетельствует о наличии околозвёздного остаточного диска, который имеет температуру 96 ± 5 К[8]. Возраст системы 50 Персея около 0,6 млрд. лет[8].

В 1998 году звезда была классифицирована как потенциальная переменная типа γ Золотой Рыбы с периодом 3,05 дня[4], что означало бы, что она показывает изменения в светимости из-за нерадиальных пульсаций в фотосфере. Впоследствии звезда был переклассифицирована автоматической программой как переменная типа RS Гончих Псов и BY Дракона, то есть вариации её блеска возникают из-за вращения, поскольку на её поверхности находятся пятна, аналогичные солнечным, но занимающие намного большую площадь, а также из-за хромосферной активности[24].

История изучения кратности звезды[править | править код]

Открывателем кратности системы 50 Персея считается О. В. Струве, который разрешил звёзды в 1851 году и внёс в каталог звёзды AB и AC. Сама тройная звезда вошла в каталоги под именем STT 531. Затем, в 1878 году Ш. Бёрнхем открыл звезду CD, а сама уже четверная звезда вошла в каталоги под именем BU 545. И, наконец, в 1991 году был открыт 5-й компонент системы. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[25]:

Компонент Год Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина 1 компонента Видимая звёздная величина 2 компонента
AB 1851 146° 3.4 7.32m 9.69m
2015 353° 2.9
AC 1851 205° 239.8 7.32m 8.81m
2015 217° 225.1
AE 1991 100° 746.1 7.32m 5.57m
2017 100° 746.0
CD 1878 310° 1.0 8.81m 10.71m
2015 315° 1.2

Однако, у звезды, похоже, нет спутников. Хотя в таблице и перечислено четыре спутника (9-й величины 50 Персея B на расстоянии 2.9", 8-й величины 50 Персея C на расстоянии 225.1", 5-й величины 50 Персея E на расстоянии 746" и 10-й величины 50 Персея CD) их движения показывают, что эти звёзды движутся очень быстро, и, скорее всего, они не имеют гравитационной связи с 50 Персея, то есть все они находится на линии прямой видимости.

Вероятно всего, 50 Персея принадлежит звёздному скоплению Гиады, чей возраст оценивается в 0,625 млн. лет и которое, скорее всего, образовалось из того же облака газа, что и скопление Ясли[26]. Сейчас скопление Гиады распадается и звёзды теряют гравитационную связность. Однако, 50 Персея пока ещё может иметь гравитационную связь в виде приливного взаимодействия даже с Капеллой, несмотря на то, что сейчас они отделены друг от друга почти на 15°, что эквивалентно расстоянию более чем 19 св. лет (5,9 пк). Также 50 Персея может быть двойной системой в паре с пока ещё неоткрытым близким компаньоном. Звезда также может быть физически связана с вероятной двойной системой V491 Персея (HIP 19255). Компоненты V491 Персея имеют угловое расстояние 3,87″, и эти два компонента вращаются вокруг друг друга c периодом, примерно, 590 лет[27]. Сами же 50 Персея и V491 Персея отделены друг ль друга на угловое расстоянии 745.98″ (12,4'), а также на дистанцию в, примерно, 15 200 а.е., или же 0,24 св. года[27]. 50 Персея и V491 Персея вращаются вокруг друг друга c периодом, примерно, 1,0 млн. лет[27]. Дальнейшая судьба системы 50 Персея-V491 Персея — распад, особенно, если локально будет много субгало тёмной материи: компаньоны будут быстрее оторваны и доказательства существования двойной звёздной системы будут потеряны[27].

Ближайшее окружение звезды[править | править код]

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[28] от звезды 50 Персея (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
V491 Персея G5 V 0,24[27].
Капелла K0IIIe+G1III 19[27]

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет, есть ещё порядка 10 красных, оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M, а также 2 звёзды спектрального класса F которые в список не попали.

Примечания[править | править код]

Комментарии
  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
    , где DS — диаметр звезды, выраженный в а.е.; dCZ — расстояние до зоны обитаемости
Источники
  1. ↑ 1 2 3 4 5 6  (англ.) van Leeuwen, F. (2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  2. ↑ 1 2 3 4  (англ.) Mermilliod, J.-C. (1986), "Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished)", SIMBAD Astronomical Database, Bibcode:1986EgUBV........0M. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  3. ↑  (англ.) Nordström, B.; et al. (2004), "The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ~14000 F and G dwarfs", Publications of the Astronomical Society of Australia, 21 (2): 129—133, Bibcode:2004PASA...21..129N, doi:10.1071/AS04013. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)
  4. ↑ 1 2  (англ.) Aerts, C.; Eyer, L., Kestens, E. (September 1998), "The discovery of new gamma Doradus stars from the HIPPARCOS mission", Astronomy and Astrophysics, 337: 790—796, Bibcode:1998A&A...337..790A. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  5. ↑ 1 2  (англ.) Maldonado, J.; et al. (October 2010), "A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups", Astronomy and Astrophysics, 521: A12, arXiv:1007.1132, Bibcode:2010A&A...521A..12M, doi:10.1051/0004-6361/201014948. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7  (англ.) Chen, Y. Q.; et al. (February 2000), "Chemical composition of 90 F and G disk dwarfs", Astronomy and Astrophysics Supplement, 141: 491—506, arXiv:astro-ph/9912342, Bibcode:2000A&AS..141..491C, doi:10.1051/aas:2000124. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  7. ↑ 1 2 3 50 Persei (англ.) (недоступная ссылка — история). Universe Guide.
  8. ↑ 1 2 3  (англ.) Beichman, C. A.; et al. (December 2006), "New Debris Disks around Nearby Main-Sequence Stars: Impact on the Direct Detection of Planets", The Astrophysical Journal, 652 (2): 1674—1693, arXiv:astro-ph/0611682, Bibcode:2006ApJ...652.1674B, doi:10.1086/508449. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  9. ↑ 1 2 50 Persei (англ.). Internet Stellar Database.
  10. ↑ 1 2  (англ.) Martínez-Arnáiz, R.; et al. (September 2010), "Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity. An estimation of the radial velocity jitter" (PDF), Astronomy and Astrophysics, 520: A79, arXiv:1002.4391, Bibcode:2010A&A...520A..79M, doi:10.1051/0004-6361/200913725, Архивировано из оригинала (PDF) 22 сентября 2017, Дата обращения: 10 июня 2019. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка) Источник. Дата обращения: 10 июня 2019. Архивировано 22 сентября 2017 года.
  11. ↑  (англ.) "* 50 Per -- Variable of RS CVn type", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 15 сентября 2020, Дата обращения: 27 января 2019 Источник. Дата обращения: 10 июня 2019. Архивировано 15 сентября 2020 года.
  12. ↑ SIMBAD Astronomical Database
  13. ↑ Gray R. O., Napier M. G., Winkler L. I. The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2001. — Vol. 121, Iss. 4. — P. 2148–2158. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/319956
  14. ↑ 1 2 Gray R. O., Corbally C. J., Garrison R. F., McFadden M. T., Robinson P. E. Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2003. — Vol. 126, Iss. 4. — P. 2048–2059. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/378365 — arXiv:astro-ph/0308182
  15. ↑ Baliunas S., Sokoloff D., Soon W. Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: An Empirical Time-Dependent Magnetic Bode's Relation? (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 1996. — Vol. 457, Iss. 2. — P. 99–102. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/309891
  16. ↑ 1 2 Aguilera-Gómez C., Ramírez I., Chanamé J. Lithium abundance patterns of late-F stars: an in-depth analysis of the lithium desert (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2018. — Vol. 614. — P. 55–55. — 15 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201732209 — arXiv:1803.05922
  17. ↑ Uesugi A., Fukuda I. Catalogue of rotational velocities of the stars (англ.) — 1970. — Vol. 189.
  18. ↑ 1 2 Luck R. E. Abundances in the Local Region II: F, G, and K Dwarfs and Subgiants (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2016. — Vol. 153, Iss. 1. — 19 p. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 — arXiv:1611.02897
  19. ↑ Hog E., Fabricius C., Makarov V. V., Urban S., Corbin T., Wycoff G., Bastian U., Schwekendiek P., Wicenec A. The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2000. — Vol. 355. — P. 27–30. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  20. ↑ SIMBAD Astronomical Database
  21. ↑ 1 2 Brewer J. M., Fischer D. A., Valenti J. A., Piskunov N. Spectral properties of cool stars: extended abundance analysis of 1,617 planet-search stars (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 2016. — Vol. 225, Iss. 2. — P. 32. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.3847/0067-0049/225/2/32 — arXiv:1606.07929
  22. ↑ SIMBAD Astronomical Database
  23. ↑ 1 2 3 HR 1278. Каталог ярких звёзд.
  24. ↑  (англ.) Dubath, P.; Rimoldini, L.; Süveges, M.; Blomme, J.; López, M.; Sarro, L. M.; et al. (2011), "Random forest automated supervised classification of Hipparcos periodic variable stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 414 (3): 2602—17, arXiv:1101.2406, Bibcode:2011MNRAS.414.2602D, doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18575.x. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)
  25. ↑ Vizier catalog entry. Дата обращения: 10 июня 2019. Архивировано 19 апреля 2016 года.
  26. ↑ The Hyades, Melotte 25 (Информация с сайта SEDS) (англ.). Архивировано 16 мая 2008 года.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 6  (англ.) Shaya, Ed J.; Olling, Rob P. (January 2011), "Very Wide Binaries and Other Comoving Stellar Companions: A Bayesian Analysis of the Hipparcos Catalogue", The Astrophysical Journal Supplement, 192 (1): 17, arXiv:1007.0425, Bibcode:2011ApJS..192....2S, doi:10.1088/0067-0049/192/1/2, 2. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  28. ↑ Stars within 20 light-years of 50 Persei: (англ.). Internet Stellar Database.

Ссылки[править | править код]

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=50_Персея&oldid=135620661