Сигма Геркулеса

Сигма Геркулеса (латинизированный вариант лат. Sigma Herculis) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[15]. Звезда имеет обозначение σ (Сигма — 18-я буква греческого алфавита), и также сама звезда — 18-я по яркости в созвездии. 35 Геркулеса (латинизированный вариант лат. 35 Herculis) является обозначением Флемстида[15].

Обозначения компонентов как Сигма Геркулеса AB вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[17].

Сигма Геркулеса в видимом свете

Сигма Геркулеса AB — это пара двойных звёзд, в которой компоненты вращаются друг вокруг друга с периодом 2706,19 дн.[8] и отдалены друг от друга на расстояние, по крайней мере, в 5,23 а.е. (то есть примерно на орбите Юпитера, чья большая полуось равна 5,20 а.е.). У орбиты длвольно большой эксцентриситет, который равен 0,5135[8], и как результат звезды то сближаются на расстояние 2,54 а.е. (то есть до орбиты астероида главного пояса Рим), то удаляются на расстояние 7,92 а.е., то есть на расстоянии, несколько меньшем на котором в Солнечной системе находится Сатурн, чья большая полуось равна 9,58 а.е. Наклонение в системе довольно велико и составляет 105,25 °[8], то есть Сигма Геркулеса B вращается по ретроградной орбите, как это видится с Земли.

Если мы будем смотреть со стороны Сигма Геркулеса A на Сигма Геркулеса B, то мы увидим бело-жёлтую звезду, которая светит с яркостью −24.72^m, то есть с яркостью 0,16 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды будет — 0,16°[lower-alpha 3], что составляет 32 % углового размера нашего Солнца. Если же мы будем смотреть со стороны Сигма Геркулеса B на Сигма Геркулеса A, то мы увидим бело-голубую звёзду, которая светит с яркостью −28,22^m, то есть с яркостью 3,88 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды будет — 0,5°[lower-alpha 3], что составляет 100 % углового размера нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

	В периастре (2,54 а.е.)				В апоастре (7,92 а.е.)
	m	${\displaystyle L_{\bigodot }}$	D°[lower-alpha 3]	${\displaystyle D_{\bigodot }}$%	m	${\displaystyle L_{\bigodot }}$	D°[lower-alpha 3]	${\displaystyle D_{\bigodot }}$%
B→A	-29,79	16,47	1,03°	206,0 %	-27.32	1,69	0,33°	66 %
A→B	-26.29	0,66	0,41°	81,8 %	-23.82	0,07	0,13°	26.2 %
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;

Звёзда является переменной: во время наблюдений яркость звезды менялась на 0,03^m, колеблясь между значениями 4,18^m и 4,21^m[18], без какой-либо периодичности, тип переменной также не опредёлён.

Возраст звёзд определён как 404 млн. лет[10], также известно, что звёзды с массой 2,60 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[10] живут на главной последовательности порядка 689 млн. лет. Таким обозом, звезда Сигма Геркулеса A довольно станет (через 285 млн. лет) станет субгигантом, затем красным гигантом (причём на этой стадии она скорее всего поглотит компонент Сигма Геркулеса B), а затем, сбросив внешние оболочки, станет белым карликом.

Свойства компонента A

Сигма Геркулеса A — судя по её спектральному классу B7V[9], звезда является бело-голубым карликом, что указывает на то, что водород в ядре звезды пока ещё служит ядерным «топливом», то есть звезда пока ещё находится на главной последовательности. Для подобных звезд характерна масса, которая равна 2,60 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[10].

В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1922 году Э. Герцшпрунгом[19]. Однако поскольку звезда двойная, то, по-видимому, измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Сигма Геркулеса A, измеренный напрямую

Год	m	Спектр	D (mas)	Rабс (${\displaystyle R_{\bigodot }}$)	Комм.
1922	4.25	A0	0,60	—	[19]
1972	4,23	F0IV	0.43	3,1	[20]
1980	4,00	B9V	0.43	2,3	[21]

Сейчас мы зноем, что радиус звезды равен 4,91 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$[11], то есть изиерение 1972 года было наиболее адекватным, но занижало радиус звезды в почти 2 раза.

У звезды Сигма Геркулеса A известна поверхностная гравитация, чьё значение характерно для карликовой звезды/субгиганта —3,78 СГС[10] или 60,26 м/с², что составляет 22 % от солнечного значения (274,0 м/с²). Светимость звезды составляет 230 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$[5]. Таким образом, звезда, по-видимому, собирается отказаться от своего водородного «горения» в ядре, если это ещё не произошло. Сейчас звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 9794 К[10], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет.

Сигма Геркулеса A вращяется со скоростью в 140 раз больше солнечной и равной 280 км/с[12], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, — 0,91 дней. Это придает звезде форму эллипсоида вращения с экваториальным утолщением (выпуклостью), которая, по оценкам, на 18 % больше полярного радиуса[12].

Оболочка первичного компонента излучает избыток инфракрасного излучения, что свидетельствует о наличии остаточного диска с температурой 80 К, имеющего радиус 157 а.е.[11]. Вторичный диск может вращаться на расстоянии между 7 и 30 а.е., его температура составляет 300 ± 100 К. Время жизни пылинок в этом внутреннем поясе по Пойнтингу-Робертсону составляет около 46 000 лет, что намного меньше возраста звезды. Следовательно, пылинок пополняются, предположительно за счет столкновений между более крупными объектами[5]. Околозвездный газ виден на ультрафиолетовых изображениях со спутника FUSE, который, вероятно, испускается околозвездным веществом, а затем отбрасывается излучением звезды[5].

В 1971-2 у французский астроном А. Лабери и др., открылии с помощью спекл-интерферометрии на угловом расстоянии 0,067 секунд дуги спутник, то есть ими был открыт компонент B, который вошёл в каталоги как LAB 4[lower-alpha 4]. Однако в 1976 году, он не был обнаружен на 4-ёхметрлвлм телескопе Мэйолла. Затем двойной спектр был разрешён с помощью наблюдений за спеклами в 1986 году французским астрономом Аланом Блазитом и др. (фр. Blazit A.).

Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[23][24]:

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Сигма Геркулеса, присутствуют следующие компоненты:

• компонент B — звезда 8-ой величины, находящаяся на угловом расстоянии ~0,1 секунд дуги. В 1998 году американский астроном Ч. Мартин и др. (англ.  Martin C.) определили массы компонентов как 3,036 ± 0,714 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ и 1,498 ± 0,519 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ соответственно. В 2012 году российский астроном О. Ю. Мальков и др. определили массы компонентов используя динамические, фотометрические и спектроскопические методы как 6,05 ± 1,14 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ и 2,57 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ соответственно.

Комментарии

Источники

• Изображение Сигма Геркулеса (фр.). aladin.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021., Aladin (фр.). aladin.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021.
• Изображения Сигма Геркулеса (рус.). www.wikisky.org. Дата обращения: 24 июня 2021., Wikisky (англ.). www.wikisky.org. Дата обращения: 24 июня 2021.