Каппа Тукана

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Каппа Тукана
Кратная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Кратная звезда
Прямое восхождение 01ч 15м 46,16с[1]
Склонение −68° 52′ 33,34″[1]
Расстояние 68,3±0,6 св. года (21,0±0,2 пк)[2]
Видимая звёздная величина (V) +4.25[3]
Созвездие Тукан
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 7,7 ± 1,7[4] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +412,11[1] mas в год
 • склонение +127,74[1] mas в год
Параллакс (π) 47.72 ± 0.41[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) +3.50[5]
Спектральные характеристики
Спектральный класс F6 IV+G5 V+K2V+?[6]
Показатель цвета
 • B−V +0.48[7]
 • U−B +0.03[7]
Физические характеристики
Масса 1,37 M☉
Радиус 2,04 R☉
Часть от поток Гиад[вд][17]
Элементы орбиты
Период (P) 1222,4[8][9] лет
Большая полуось (a) 156[9] (7.96″[8])″
Эксцентриситет (e) 0.45[9]
Наклонение (i) 127.1[3]°v
Узел (Ω) 10.3[3]°
Эпоха периастра (T) 1790.1[9]
Аргумент перицентра (ω) 284.9[3]
Коды в каталогах

**HJ 3423AB
Ba Каппа Тукана, κ Тукана, Kappa Tucanae, kap Tuc, κ Tuc
CCDM J01157-6852AB, HD 7788, HIC 5896, HIP 5896, HR 377, IRAS 01140-6908, PPM 352298, 2MASS J01154602-6852331, GJ 55.3, PLX 264, TD1 740, UBV 1374, WDS J01158-6853AB[7]

Звёздная система
У звезды существует 4 компонента
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Каппа Тукана (κ Тукана, Kappa Tucanae, сокращ. kap Tuc, κ Tuc) — звезда в южном созвездии Тукана. Звезда имеет видимую звёздную величину +4.25m[3], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на городском небе (англ. City sky).

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 68,3 ± 0,6 св. лет (21 ± 0,2 пк)[1]. Звезда наблюдается южнее 22° с.ш., т.е. южнее Каира (30° с.ш.), Ханоя (21° с.ш.) и Мехико (19° с.ш.)[8].

Свойства системы Каппа Тукана

[править | править код]

Каппа Тукана представляет собой четырёхкратную(?) звёздную систему. Система состоит из двух двойных звёзд, удалённых друг от друга на 5,3 угловые минуты. Совокупная абсолютная звёздная величина всех звёзд, входящих в систему, равна +3.50[5], совокупная яркость всех звёзд равна 4,15 [9].

Две основные, самые тяжёлые и самые большие звёзды системы Каппа Тукана A и Каппа Тукана B имеют период обращения 1222.4 лет[9] — по другим данным 857.0[3] — (для сравнения период обращения Эриды — 558 лет). Звезды отделены друг от друга в пространстве на величину 5.96", т.е. лежат на среднем расстоянии 156 а.е.[9] друг от друга. Для сравнения, среднее расстояние от Эриды, самой дальней карликовой планеты в Солнечной системе, до Солнца 77,2 а.е. Эксцентриситет орбиты очень высокий — 0.45[9] (по другим данным он ещё выше — 0.384[3]). Обладая подобным эксцентриситетом звёзды, то сближаются на расстояние 85,9 а.е.[9], то удаляется на расстояние 226 а.е.[9]. Наклонение орбиты в системе также довольно интересное — 127,1°[3], т.е. для наблюдателя с Земли движение второй звезды по орбите будет ретроградное. Также у орбиты вычислены следующие параметры: долгота восходящего узла Ω) — 10.3° и аргумент перицентра (ω), который равен 284.9°[3]. Эпоха периастра (T), т.е. год, когда компонент B был ближе всего к компоненту A, не совсем ясен: в одном источнике он указывается как 1790 [9], в другом как 1763 [3]. Если мы будем смотреть со стороны компонента A на компонент B в периастре то мы увидим звезду с видимой звёздной величиной -16.25 m[9], т.е. примерно, в 40 раз более яркую, чем Луна в полнолуние. А если мы будем смотреть со стороны компонента A на компонент B в апоастре то мы увидим звезду с видимой звёздной величиной -14.15m[9], т.е. примерно, в 7 раз более яркую, чем Луна в полнолуние. И, наоборот, если мы будем смотреть со стороны компонента B на компонент A в периастре то мы увидим звезду с видимой звёздной величиной -18.46m[9], т.е. примерно в 250 раз более яркую, чем Луна в полнолуние. И также, если мы будем смотреть со стороны компонента B на компонент A в апоастре то мы увидим звезду с видимой звёздной величиной -16.36m[9], т.е. примерно в 40 раз более яркую, чем Луна в полнолуние.

Другая пара — CD, состоит из двух звёзд: одна с видимой звёздной величиной +7,8m (C) и вторая с видимой величиной +8,2m (D), которые отделены друг от друга, на 1,12 угловых секундах или, по крайней мере, на 23 а.е. (расстояние от Солнца до Урана составляет 19 а.е.). Они совершают оборот друг вокруг друга каждые 86,2 года[8] (период обращения Урана вокруг Солнца составляет 84 года).

Каппа Тукана A

[править | править код]

Самая яркая звезда, Каппа Тукана A, представляет собой жёлто-белый субгигант спектрального классы F с видимой звёздной величиной +5,0m[3] и это означает, что звезда несколько тяжелее нашего Солнца (1,37 [18]), несколько больше (1,12 [9]), а вот её яркость в видимом диапазоне гораздо больше и составляет 3,67 [9]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре 6366 К[5], что придаёт ей жёлто-белым оттенок звёзды главной последовательности спектрального класса F. Вращаясь с экваториальной скоростью 61,1 ± 3,1 км/с[5] (т.е. со скоростью практически в 30 больше солнечной) звезде, скорее всего, потребуется порядка суток, чтобы совершить полный оборот.

Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 1,92 а.е. (т.е. за орбиту Марса, чья большая полуось орбиты равна 1,52 а.е.). Причём с такого расстояния Каппа Тукана A выглядела бы на 30% меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 0.31° (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°)[9].

Каппа Тукана B

[править | править код]

Вторым компонентом системы Каппа Тукана является Каппа Тукана B. Его видимая звёздная величина +7.74m[3]. Спектральный класс звезды — G5V[6], что означает, что звезда несколько легче (0,85 [18]) и тусклее почти в 2 раза (0,48 [9]) нашего Солнца. Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,69 а.е.[9] (т.е. практически на орбиту Венеры, чья большая полуось орбиты равна 0,72 а.е.).

История изучения кратности звезды

[править | править код]

Кратность Каппа Тукана была открыта в Дж. Гершелем в 1836 году (AB), а сама система была внесена Гершелем в свой собственный каталог под индексом HJ 3423. Сам Гершель, который умер в 1871 году, видимо, не был уверен, что слабая звёздочка A-СD является членом системы Каппа Тукана, поэтому компонент CD «вошёл» в систему Каппа Тукана уже после его смерти в 1874 году. О том же, что компонент CD сам является двойной звездой, стало известно в 1897 году. Её двойственность открыл Р. Иннес, он же начал изучение параметров орбиты этой звезды, и она вошла в научный оборот под индексом I 27.

Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[19]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина 1 компонента Видимая звёздная величина 2 компонента Спектр Номер в каталоге открывателя
AB 1836 56 16° 4.7" 5.1m 7.3m F6IV HJ 3423
1990 325° 5.1"
A-CD 1874 2 309° 319.3" — — — HJ 3423
CD 1897 58 180° 1.2" 8.1m 8.6m K2V I 27
1991 230° 9"

Объединяя все данные, можно с достаточной ой долей уверенности говорить о том, что компонент B вращается вокруг Каппа Тукана А, в то время как компонент CD, может просто двигаться по прямой линии и, возможно, он вообще не является частью системы Каппа Тукана, поскольку у него не известно ни собственное движение, ни годичный звёздный параллакс.

Радиальная гелиоцентрическая скорость звезды равна +9 км/с и это значит, что звезда удаляется от Солнца[8].

Ближайшее окружение звезды

[править | править код]

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[20] от системы Каппа Тукана (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
Глизе 55.1, K2 V 2.23
HD 4308 G3 IV 7.03
Альфа Южной Гидры F0 V 11.09
HD 1237 G6 V 15.52
Каппа Сетки F5 IV-V 17.69
HD 10647 F8 IV-V 19.32
HD 21749 K5 V 19.73

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет, есть ещё порядка 10 красных и жёлтых карликов спектрального класса K и G, которые в список не попали.

Примечания

[править | править код]

Комментарии

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. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars (англ.). United States Naval Observatory. Дата обращения: 1 июля 2017. Архивировано из оригинала 1 августа 2017 года.
  4. ↑ GONTCHAROV G.A. Pulkovo compilation of radial velocities for 35495 stars in a common system. (англ.). Astronomical Letters. Дата обращения: 1 апреля 2019. Архивировано 21 июля 2020 года.
  5. ↑ 1 2 3 4  (англ.) Ammler-von Eiff, M.; Reiners, A. (June 2012), "New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars?", Astronomy & Astrophysics, 542: A116, arXiv:1204.2459, Bibcode:2012A&A...542A.116A, doi:10.1051/0004-6361/201118724. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  6. ↑ 1 2  (англ.) Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (September 2008), "A catalogue of multiplicity among bright stellar systems", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389 (2): 869—879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  7. ↑ 1 2 3  (англ.)"kap Tuc -- Double or multiple star", SIMBAD Astronomical Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 8 апреля 2019, Дата обращения: 1 апреля 2019. Источник. Дата обращения: 8 апреля 2019. Архивировано 8 апреля 2019 года.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 HR 377. Каталог ярких звезд. Дата обращения: 8 апреля 2019. Архивировано 8 апреля 2019 года.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Kappa Tucanae (англ.). Internet Stellar Database.
  10. ↑ Johnson H. L., Iriarte B., Mitchell R. I., Wisniewski W. Z. UBVRIJKL photometry of the bright stars (англ.) // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory — University of Arizona Press, 1966. — Vol. 4. — P. 99. — ISSN 0099-6416
  11. ↑ Malaroda S. Study of the F-type 1 MK spectral types (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 1975. — Vol. 80. — P. 637–641. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/111786
  12. ↑ 1 2 Tokovinin A., Kiyaeva O. Eccentricity distribution of wide binaries (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2015. — Vol. 456, Iss. 2. — P. 2070–2079. — 10 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STV2825 — arXiv:1512.00278
  13. ↑ 1 2 Eiff M. A., Reiners A. New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars? (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 542. — P. A116. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201118724 — arXiv:1204.2459
  14. ↑ 1 2 3 Corbally C. J. Close visual binaries. I. MK classifications (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 1984. — Vol. 55. — P. 657–677. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/190973
  15. ↑ Gray R. O., Corbally C. J., Garrison R. F., McFadden M. T., Bubar E. J., McGahee C. E., O'Donoghue A. A., Knox E. R. Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc--The Southern Sample (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2006. — Vol. 132, Iss. 1. — P. 161–170. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/504637 — arXiv:astro-ph/0603770
  16. ↑ Høg 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. L27—L30. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  17. ↑ SIMBAD Astronomical Database
  18. ↑ 1 2 Tokovinin, A.; Kiyaeva, O. Eccentricity distribution of wide binaries (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2015. — Vol. 456, no. 2. — P. 2070. — doi:10.1093/mnras/stv2825. — Bibcode: 2016MNRAS.456.2070T. — arXiv:1512.00278.
  19. ↑ k Tucanae (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 8 апреля 2019. Архивировано 8 апреля 2019 года.
  20. ↑ Stars within 20 light-years of Kappa Tucanae: (англ.). Internet Stellar Database.

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Каппа_Тукана&oldid=140755776