Кси Волопаса
ξ Волопаса | |
---|---|
Звезда | |
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
Прямое восхождение | 14ч 51м 23,3785с +19° 06′ 01,656″ |
Склонение | 14ч 51м 23,3785с +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 | |
• прямое восхождение | 152,81 mas в год |
• склонение | −71,28 mas в год |
Параллакс (π) | 149,26 ± 0,76 mas |
Абсолютная звёздная величина (V) |
A: 5,54 B: 7,81 |
Спектральные 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: ? |
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 |
Кси Волопаса (лат. Xi Boötis) — двойная звезда в созвездии Волопаса. Находится на расстоянии около 22 световых лет от Солнца.
Характеристики
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
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
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
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
- ↑ Söderhjelm, Staffan. Visual binary orbits and masses POST HIPPARCOS (англ.). Astronomy and Astrophysics, v.341, p.121-140 (1999) (1 января 1999). Дата обращения: 21 сентября 2009. Архивировано 1 апреля 2012 года.
- ↑ 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. (15 августа 1988). Дата обращения: 21 сентября 2009. Архивировано 7 апреля 2012 года.
- ↑ 3,0 3,1 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. (ноябрь 1983). Дата обращения: 21 сентября 2009. Архивировано 16 февраля 2012 года.
- ↑ 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. (1 ноября 1988). Дата обращения: 21 сентября 2009. Архивировано 7 апреля 2012 года.
См. также
Ссылки
- Solstation (англ.)