Ню Октанта

Ню Октанта (латинизированный вариант лат. Nu Octantis) является обозначением Байера, данное звезде Лакайлем в 1754 году[14]. Хотя звезда и имеет обозначение ν (Ню — 13-я буква греческого алфавита), однако сама звезда — 1-ая по яркости в созвездии.

Обозначения компонентов как Ню Октанта AB вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[16].

Ню Октанта— это довольно близкая (звёзды не видны в телескоп) пара звёзд. Обе звезды отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,052 ″[10], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 2,63 а.е.[5] и периоду обращения по крайней мере, 1051 дн.[5] или 2,88 лет (для сравнения радиус орбиты астероида Фидес равен 2,64 а.е. и период обращения равен 4,3 года (подобный большой период обращения связан с тем, что Солнце имеет меньшую массу, чем звезда Ню Октанта A)). У орбиты довольно большой эксцентриситет, который равен 0,2368[5] (почти вдвое больший, чем у того же астероида Фидес). Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 2,00 а.е., то удаляются на расстояние 3,25 а.е. Наклонение в системе довольно велико и составляет 70,8 °[5].

Если мы будем смотреть со стороны Ню Октанта B на Ню Октанта A, то мы увидим оранжевую звёзду, которая светит с яркостью от −27,41^m, то есть с яркостью 1,85 светимости Солнц (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~1,20°[lower-alpha 2], то есть угловой размер звезды почти в 2,4 раза больше углового размера нашего Солнца. С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Ню Октанта A на Ню Октанта B, то мы увидим оранжевую звёздочку, которая светит с яркостью −21,91^m, то есть с яркостью 0,01 светимости Солнц. Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~0,11°[lower-alpha 2], что составляет 22,3 % диаметра нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

	В периастре (2,00 а.е.)				В апоастре (3,25 а.е.)
	m	${\displaystyle L_{\bigodot }}$	D°[lower-alpha 2]	${\displaystyle D_{\bigodot }}$%	m	${\displaystyle L_{\bigodot }}$	D°[lower-alpha 2]	${\displaystyle D_{\bigodot }}$%
A→B	-22,51	0,02	0,16	32 %	-21,45	0,007	0,1	20 %
B→A	-28,01	3,20	1,57	314 %	-26,95	1,21	0,97	193,5 %
m — видимая звёздная величина; ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ — светимость, выраженная в светимостях Солнца; D° — угловой диаметр звезды выраженный в градусах (угловой диаметр Солнца — 0,5°); ${\displaystyle D_{\bigodot }}$% — диаметр звезды выраженный в процентах от диаметра Солнца;

Свойства компонента A

Ню Октанта A — судя по её спектральному классу K1III[6][lower-alpha 3] является оранжевым гигантом, то есть вместо водорода ядерным «топливом» в ядре звезды уже служит гелий, а сама звезда сошла с главной последовательности. Звезда, в таком случае, будет излучать энергию со своей внешней атмосферы при температуре порядка 4860 К[12] что будет придавать ей характерный оранжевый цвет звезды спектрального класса K.

Масса звезды ещё в XX веке определялась как 1,04 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[11]. Однако уже в XXI веке, после более точного измерения орбиты, по законам Кеплера её масса стала считаться равной 1,61 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[5]. А это значит, что исходя из теории звёздной эволюции, звезда начала свою жизнь как звёзда главной последовательности спектрального класса A, а более конкретно A9V[19]. Таким образом, тогда её радиус должен был быть равен 1,55 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$, а температура её поверхности должна была быть порядка 7100 К[19]. Светимость звезды тогда была 5,5 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 2,35 а. е., но в данной звёздной системе это невозможно. Итак в настоящее время звезда эволюционирует: её радиус увеличивается, а температура поверхности падает.

В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1967 году[20] и поскольку звезда двойная, то скорее всего измерялся радиус наиболее яркого компонента. Данные об этих измерениях приведены в таблице.

Радиус звезды Ню Октанта, измеренный напрямую

Год	m	Спектр	D (mas)	Rабс (${\displaystyle R_{\bigodot }}$)	Комм.
1967	3.75	K0III	—	7.6	[20]
1969	3.29	K0III	2.9	12	[21]

Сейчас мы знаем, что радиус составляет 5,9 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$[11], то есть измерение 1967 года было наиболее адекватным, но не точным. Светимость Ню Октанта A равна 17,53 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$[2], что совсем не много для настоящего гиганта.

Поверхностная гравитация, чьё значение равно 2,0 СГС[5] или 100 м/с², то есть в 2,74 раза меньше, чем на Солнце (274,0 м/с²). также указывает на то, что звезде есть куда эволюционировать, впереди у неё ещё несколько десятков миллионов лет жизни, поскольку у красных гигантов значение поверхностной гравитации равно ~1,5 СГС. Скорость вращения у Ню Октанта A в общем солнечная и равна 2,0 км/с[5], что даёт период вращения звезды — 153,4 или порядка 5 месяцев.

К сожалению, не известен точный текущий возраст системы который определён как 2,5-3 млрд.[5], но известно, что звёзды с массой 1,61 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ живут на главной последовательности порядка 2,64 млрд. лет. Таким образом, через несколько десятков миллионов лет Ню Октанта A станет красным гигантом. При чём в этой фазе своего существования она может поглотить Ню Октанта B, возможно, произведя вспышку, подобную новой звезде, а затем, сбросив внешние оболочки, она станет белым карликом.

В 2009 году была выдвинута гипотеза, что система содержит как минимум одну экзопланету, основанную на возмущениях в орбитальном периоде[12]. Простое решение было быстро исключено[23], но ретроградная орбита остаётся возможным решением, хотя вместо этого изменения в спектре могут быть связаны с тем, что вторичная звезда сама по себе является близкой двойной системой[24], поскольку образование планеты в такой системе будет затруднено из-за динамических возмущений[25].

Таким образом, Ню Октанта имеет одну неподтверждённую планету, газовый гигант с обозначением Ню Октанта b[26]. Нарушения в спектре более крупной звезды предполагают, что планета вращается вокруг родительской звезды за 1,14 года на расстоянии 1,3 а.е. Её приблизительная масса составляет 2.1 массы Юпитера[5][27]. Эксцентриситет орбиты в четыре раза меньше, чем у Ню Октанта B и равен 0,086.

Если мы будем брать систему всю Ню Октанта, то увидим, что два объекта «резонируют» в соотношение 2:5: планета делает 5 оборотов вокруг Ню Октанта A, а Ню Октанта B делает 2 оборота. Такая планета имела бы крайне нестабильную орбиту, и трудно понять, как она могла бы существовать (в отличие от случая с 16 Лебедя B b, где две звезды имеют гораздо большее расстояние друг от друга). Существуют и другие возможности для спектральных возмущений, и реальность планеты ещё не подтверждена[28].

В 1978 году английские астрономы Морган, Беддос , Скаддан и Даймти англ. Morgan B.L., Beddoes D.R., Scaddan R.J. and Dainty J.C. открыли методами спекл-интерферометрии двойственность Ню Октанта, то есть был открыл компонент AB и звёзды вошли в каталоги как BLM 6[lower-alpha 4]. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[29]:

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Ню Октанта есть спутник (компонент AB), звезда, находящаяся на очень малом угловом расстоянии, которое она меняет, двигаясь по эллиптической орбите и она, несомненно, настоящий компаньон.

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[30] от звезды Ню Октанта (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5^m) 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):

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 3 белых карлика, которые в список не попали.

Комментарии

Источники

• Изображение Ню Октанта (англ.)