Бета Малого Льва

Бета Малого Льва — звезда в северном созвездии Малый Лев. Звезда имеет видимую звёздную величину 4.21m[3], и, согласно шкале Бортля, видна невооруженным глазом даже на городском небе (англ. City sky). Это единственная звезда в созвездии Малый Лев, имеющая обозначение Байера. Она является второй по яркости звездой в созвездии (самая яркая звезда созвездия — 46 Малого Льва)[11].

Бета Малого Льва
Двойная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Спектрально-двойная звезда
Прямое восхождение 10ч 27м 53,00с[1]
Склонение +36° 42′ 25,96″[1]
Расстояние 154±4 св. года (47±1 пк)[2]
Видимая звёздная величина (V) 4.21[3]
Созвездие Малый Лев
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +8,52[4] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −127,68[1] mas в год
 • склонение −110,31[1] mas в год
Параллакс (π) 21.19 ± 0.50[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) +0.85[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс G9III[5]
Показатель цвета
 • B−V +0.90[3]
 • U−B +0.64[3]
Физические характеристики
Радиус 7,8 R☉
Температура 4926 К[6][7]
Светимость 36 L☉
Металличность 0,09[6][7]
Вращение 7,1 км/с[8]
Элементы орбиты
Период (P) 38,6[9] лет
Большая полуось (a) 0.363[9]″
Эксцентриситет (e) 0.683[9]
Наклонение (i) 79.1[9]°v
Эпоха периастра (T) 51 400[9]
Аргумент перицентра (ω) 215.2[9]
Коды в каталогах

Ba Бета Малого Льва, β Малого Льва, Beta Leonis Minoris, Beta LMi, β Leonis Minoris, β LMi
Fl 31 Малого Льва, 31 Leonis Minoris, 31 LMi
BD +37 2080, CCDM J10279+3642AB, FK5 390, HD 90537, HIC 51233, HIP 51233, HR 4100, IRAS 10249+3657, PPM 75233, SAO 62053, 2MASS J10275302+3642259, GC 14358, GCRV 6566, N30 2485, PLX 2450, SRS 30390, TD1 14851, TYC 2517-1209-1, UBV 9650, WDS J10279+3642AB[10]

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Информация в Викиданных ?

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 164 св. года (47,78 пк)[1].

Звезда наблюдается севернее 54° ю. ш., то есть практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением Антарктиды. Лучшее время наблюдения — февраль[12]. Радиальная гелиоцентрическая скорость звезды равна +6 км/с и это значит, что звезда удаляется от Солнца[12].

Свойства двойной системы

Бета Малого Льва в телескоп видна как одна гигантская желтая звезда спектрального класса G9III с некоторыми признаками вторичных спектральных линий. Однако, на самом деле она состоит из пары звёзд: A (видимая звёздная величина 4.40m[3]) и B (видимая звёздная величина 6.12m[3]). Изучая спектр Бета Малого Льва, её можно разложить на отдельные звёзды: желтого субгиганта спектрального класса G и желтовато-белого субгиганта спектрального класса F[3]. Вся система Бета Малого Льва имеет возраст 1,2 млрд. лет[4].

Спектральная двойственность звезды была открыта Уильямом Хасси в 1904 году[13]. Движение эллиптическое, происходит по сильно наклоненной орбите: наклон составляет — 79,1°[9] по отношению к наблюдателю на Земле. Так как эти два компонента слишком близки друг к другу, то спектр, не позволяет разрешить звёзды, и лучшая орбита была рассчитана с использованием только спектральных линий первичного компонента, а также были использованы исходные данные известных визуальных наблюдений.

Период обращения составляет около 38,6 лет (14 100 дней), эксцентриситет орбиты очень большой — 0,683. Большая полуось орбиты составляет 0,36 ", но значение её варьируется от 0,1 " до 0,6 "[9]. Пара вращается вокруг друг друга на среднем расстоянии 16,25 а.е., причем большой эксцентриситет то уводит их на расстояние 27 а.е. (несколько меньше орбиты Нептуна — 30,06 а.е.), то сближает их на расстояние всего 5,4 а.е. (что почти равно орбите Юпитера — 5,2 а.е.). Хотя планеты известны и у двойных звёзд, звёзды в системе Бета Малого Льва, вероятно, слишком близки друг к другу, чтобы позволить планетам существовать (и в самом деле, пока, ни одной планеты в системе Бета Малого Льва, не найдено).

Как и многие другие двойные системы, пара звёзд, прекрасно иллюстрирует звездную эволюцию в действии, причем более массивный компонент (который начал свою жизнь как карлик спектрального класса F) был первым, который стал субгигантом. Второй компонент, в конечном итоге последует за первым, что, в конце концов, приведёт к тому, что появится система, состоящая из двух белых карликов.

Компонент A

Спектральный класс Бета Малого Льва A — G8III-IV[3], и это означает, что звезда гораздо больше нашего Солнца (7,8 , правда это мало для гиганта[11]), в два раза тяжелее нашего Солнца (2,11 [4]), и гораздо ярче Солнца (36 [11]). Также это указывает на то, что звезда находится в области красного сгущения на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, где гелий в ядре звезды служит ядерном «топливом», то есть звезда находится на «холодном конце», горизонтальной ветви[14].

Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 5 075 К[11], что придаёт ей характерный желтый оттенок звезды G-типа. Звезда имеет поверхностную гравитацию 2,85 СГС[4] или 7,07 м/с2, то есть практически в 40 раз меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2), что объясняется очень большой площадью её поверхности. Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность и по сравнению с Солнцем, Бета Малого Льва A имеет довольно высокую металличность: содержание железа в ней относительно водорода составляет 123 %[4] от солнечной. Вращаясь с экваториальной скоростью 2,54 км/с[4] (то есть со скоростью практически на 25 % больше солнечной), этой звезде требуется порядка 166 дней, чтобы совершить полный оборот.


Компонент B

Спектральный класс Бета Малого Льва B — F8IV[3], и это означает, что звезда в два раза больше нашего Солнца (2 [11]), почти такой же массы (1,35 [11]), и гораздо ярче Солнца (5,8 [11]), 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 6 200 К[11], что придаёт ей характерный желто-белый оттенок звезды F-типа. Если бы был компонент B, не был бы слишком подавлен компонентом A, то он сиял бы только на 15 % ярче, чем Солнце на нашем небе, и имел бы только половину углового размера нашего Солнца[11].

Примечания
  1. van Leeuwen, F. (2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357 Vizier catalog entry
  2. Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  3. HR 4100, database entry, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version), D. Hoffleit and W. H. Warren, Jr., CDS ID V/50. Accessed on line October 1, 2008.
  4. The Penn State - Toruń Centre for Astronomy Planet Search stars. IV. Dwarfs and the complete sample (англ.) : journal. — .
  5. The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars (англ.) : journal. — .
  6. Deka-Szymankiewicz B., Niedzielski A., Adamczyk M., Adamow M., Nowak G., Wolszczan A. The Penn State - Torun Centre for Astronomy Planet Search stars. IV. Dwarfs and the complete sample (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2018. — Vol. 615. — P. 31–31. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201731696 — arXiv:1801.02899
  7. Niedzielski A., Deka-Szymankiewicz B., Adamczyk M., Adamów M., Nowak G., Wolszczan A. The Penn State - Torun Centre for Astronomy Planet Search stars. III. The sample of evolved stars (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2015. — Vol. 585. — P. 73–73. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201527362
  8. Massarotti A., Latham D. W., Stefanik R. P., Fogel J. Rotational and radial velocities for a sample of 761 Hipparcos giants and the role of binarity (англ.) // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac — IOP Publishing, American Astronomical Society, University of Chicago Press, AIP, 2007. — Vol. 135, Iss. 1. — P. 209–231. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1088/0004-6256/135/1/209
  9. Spectroscopic binary orbits from photoelectric radial velocities - Paper 200: Kappa Persei, Beta Leonis Minoris, 56 Ursae Majoris, HR 4593, and 39 Cygni (англ.) : journal. — .
  10.  (англ.) * bet LMi -- Spectroscopic binary, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HR+4100>. Проверено 27 января 2019.
  11. Beta LMi Архивировано 22 августа 2007 года., Stars, Jim Kaler. Accessed on line October 2, 2008.
  12. HR 4100. Каталог ярких звезд.
  13. b Leonis Minoris (англ.) (недоступная ссылка). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 3 марта 2019. Архивировано 4 марта 2016 года.
  14. On the Photometric Variability of Red Clump Giants. — .

Ссылки

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.