Тау Весов
Тау Весов (τ Весов, Tau Librae, τ Librae, сокр. Tau Lib, τ Lib) — кратная звезда[lower-alpha 3] в зодиакальном созвездии Весов, чуть севернее границы с созвездием Волка и всего в пяти градусах к западу от границы с созвездием Скорпиона[17].
Тау Весов имеет видимую звёздную величину +3,68m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом на внутригородском небе (англ. Inner-city sky), причём надо внести поправку на уменьшение яркости на 0,22m за счет межзвездной пыли[17]. Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[1], известно, что звезда удалена примерно на 367 св. лет (112 пк) от Земли. Звезда наблюдается южнее 61° с. ш., то есть звезда видна южнее пров. Согн-ог-Фьюране (Норвегия), Ладожского озера, залива Пенжинская губа и полуострова Кенай (Аляска). Лучшее время для наблюдения — май[18].
Тау Весов движется довольно медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна 3 км/с[18], что составляет 30 % скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Звезда приближалась к Солнцу на расстояние 371,5 св. лет 3,051 млн. лет[4] назад, когда она увеличивала свою яркость на 0,53m до величины 3,15m (то есть звезда светила тогда, как Пи Геркулеса светит сейчас). По небосводу звезда движется на юго-запад[19], проходя по небесной сфере 0,0286 угловых секунд в год.
Средняя пространственная скорость Тау Весов имеет компоненты (U, V, W)=(−17.2, −12.5, −7.4)[4], что означает U=−17,2 км/с (движется по направлению от галактического центра), V=−12,5 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W=−7,4 км/с (движется в направлении южного галактического полюса). Сама звезда, судя по её движению в пространстве и физическим свойствам является возможным членом OB-ассоциации Скорпиона — Центавра[20][3], центр которого находится в 450 световых годах[17].
Имя звезды
Хотя у Тау Весов нет собственного имени, её иногда называют Derakrab Australis, что означает «южная клешня Скорпиона». Термин Derakrab является сокращением арабского названия «Аль-Дхира аль-Акраб» (الذراع العقرب) — «клешня Скорпиона», в то время как латинское слово Australis указывает, что эта клешня «южная».
Тау Весов (латинизированный вариант лат. Tau Librae) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[19]. Хотя звезда имеет обозначение τ (Тау — 19-я буква греческого алфавита), однако, сама звезда — 5-я по яркости в созвездии. 40 Весов (латинизированный вариант лат. 40 Librae) является обозначением Флемстида[19].
Свойства кратной системы
Aa | |||||||||||||
T = 3,291 дн. a=0,844 ″ | |||||||||||||
Ab | |||||||||||||
T=0,44 лет a= 0.012 ″ | |||||||||||||
B | |||||||||||||
Иерархия орбит системы Тау Весов
Тау Весов Aa и Ab являются очень узкой парой спектрально-двойных звёзд[21], в который компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,844 ″[11], что соответствует физическому расстоянию в 0,082 а.е. и вращаются друг вокруг друга с периодом 3,291 дн.[11]. У орбиты не очень большой, но заметный эксцентриситет, который равен 0,28[11], и как результат звезды то сближаются на расстояние 0,06 а.е., то удаляются на расстояние 0,11 а.е..
У пары звёзд Тау Весов Aa,Ab присутствует компаньон B, на угловом расстоянии в 0,012 ″[11], что соответствует физическому расстоянию в 1,27 а.е. и он вращается вокруг общего барицентра с периодом 160,8 дн.[11]. Если мы будем смотреть со стороны пары Тау Весов Aa-Ab на спутник Тау Весов B, то мы увидим бело-жёлтую звёзду, которая светит с яркостью −29.74m, то есть с яркостью 15,77 солнц. Причём угловой размер звезды будет — ~0,92 °[lower-alpha 4], то есть в ~1,8 паза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли
С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Тау Весов B на пару звёзд Тау Весов Aa-Ab, то мы увидим две бело- голубые звёзды, одна из которых светит с яркостью от −32.64m, то есть с яркостью 228 солнц, а вторая звезда будет светить с яркостью примерно −32.10m, то есть с яркостью 138,7 солнц. Угловой размер для первой звезды будет ~2,1 °[lower-alpha 4] и ~1,2 °[lower-alpha 4] для второй звезды, то есть в ~4 и ~2,5 паза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°). При этом максимальное угловое расстояние между звёздами будет 7,4°.
Звёзды очень молодые: текущий возраст системы Тау Весов определён, как 31,5 ± 5,6 млн.[6]. Также известно, что звёзды с массой 6,88 [11] живут на главной последовательности порядка 45 млн. лет и таким обозом, Тау Весов Aa очень скоро (примерно через 10 млн. лет) станет красным гигантом, (причем на этой стадии она поглотит обоих своих спутников, приобретя их угловой момент и раскрутившись) а затем, сбросив внешние оболочки, станет очень массивным белым карликом с массой примерно такой же, как у Сириуса B. Однако пара звёзд Aa-Ab достаточно близкая, чтобы провзаимодействовать во время эволюции обоих звёзд. Трудно сказать, что именно произойдет, но перенос массы туда и обратно по мере развития звёзд может когда-нибудь привести к крайне нестабильному поведению[17].
У системы наблюдается избыток инфракрасного излучения, что свидетельствует о наличии околозвездного диска[14].
Свойства компонента Aa
Тау Весов Aa, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна 6,88 [11] родилась как карлик спектрального класса B3,5V. Тогда её радиус был порядка 4,2 , а эффективная температура поверхности около 18 100 К[22], но затем в процессе очень эволюции звезда несколько увеличила свой радиус и остыла. 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 17 990 К[14], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Её светимость, правда, болометрическая, равна 2705 [15].
В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1979 году, а поскольку звезда кратная то скорее всего измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этом измерении приведены в таблице:
Год | m | Спектр | D (mas) | Rабс () |
Комм. |
1979 | 3,66 | B2,5V | 0,33 | 3,2 | [23] |
1985 | 3,66 | B2,5V | 0,35 | — | [24] |
Однако, вряд ли хоть одно из этиз изиерений дыло правильным, поскольку для звёзд спектрального класса B2.5V[11] более характерны радиусы равные ~5,0 [22].
Звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для карликовой звезды —4,33 СГС[14] или 213,8 м/с², что составляет 78 % от солнечного значения (274,0 м/с²).
Тау Весов Aa имеет металличность существенно большую по сравнению Солнцем и равную +0,17[14], то есть 148 % от солнечного значения, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из тех областей Галактики, где было дольно много металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря более плотному звёздному населению и большему количеству сверхновых звёзд. Тау Весов Aa вращяется со скоростью в 66,5 раз больше солнечной и равной 134 км/с[3], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, 2 дня.
Свойства компонента Ab
Тау Весов Ab, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна 3,64 [11] родилась как карлик спектрального класса B8,5V. Тогда её радиус был порядка 2,9 , а эффективная температура около 11 100 К[22]. Также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что светимость звезды, равна 114 . Сама звезда будет напоминать по характеристикам Ипсилон4 Эридана. Абсолютная звёздная величина подобных звёзд равна −0,04m, таким образом, видимая звёздная величина на расстоянии 367 св. лет составит порядка 4,2m, однако видна она не будет, поскольку её свет будет полностью затмевается светом главной звезды.
Свойства компонента B
Тау Весов B, судя по её массе, которая вычмслена по законам Кеплера и равна 2,17[11], родилась как карлик спектрального класса A2V[25] (то есть звезда будет напоминать по характеристикам Сигма Андромеды), что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезды подобного класса излучают энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 8820 К[25], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A. Радиус подобных звёзд оценивается в 2,19 [25]. Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что светимость звезды, равна 9,43 .
Примечания
- Комментарии
- Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
- Абсолютная звёздная величина вычисляется по формуле:: , где — видимая звёздная величина, — расстояние до объекта в пк, 10 пк
- Компоненты звезды (Aa и Ab) не видны в телескоп, но могут изучаться с помощью спектрографа
- Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
- Источники
- van Leeuwen, F. (November 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357
- Gutierrez-Moreno, Adelina & Moreno, Hugo (June 1968), A photometric investigation of the Scorpio-Centaurus association, Astrophysical Journal Supplement (англ.) Т. 15: 459, DOI 10.1086/190168
- Jilinski, E.; Daflon, S.; Cunha, K. & de La Reza, R. (March 2006), Radial velocity measurements of B stars in the Scorpius-Centaurus association, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 448 (3): 1001–1006, DOI 10.1051/0004-6361:20041614
- Anderson, E. & Francis, Ch. (2012), XHIP: An extended hipparcos compilation, Astronomy Letters (англ.) Т. 38 (5): 331, DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=76348 (фр.). vizier.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021.
- Hiltner, W. A.; Garrison, R. F. & Schild, R. E. (July 1969), MK Spectral Types for Bright Southern OB Stars, Astrophysical Journal (англ.) Т. 157: 313–326, DOI 10.1086/150069
- Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R. & Hohle, M. M. (January 2011), A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.) Т. 410 (1): 190–200, DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x
- Sokolov N. A. The determination of T_eff_ of B, A and F main sequence stars from the continuum between 3200 A and 3600 A — 1995. — Т. 110. — С. 553–564.
- Uesugi A., Fukuda I. Catalogue of rotational velocities of the stars (англ.) — 1970. — Vol. 189.
- Abt H. A., Levato H., Grosso M. Rotational Velocities of B Stars (англ.) // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2002. — Vol. 573, Iss. 1. — P. 359–365. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/340590
- Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H. & Fekel, F. C. (2004), SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 424 (2): 727–732, DOI 10.1051/0004-6361:20041213
- Multiple Star Catalog (HIP => 76600) (англ.). A.Tokovinin.
- Basic data (System:855) (англ.). D.Pourbaix (англ.). sb9.astro.ulb.ac.be. Дата обращения: 24 июня 2021..
- Pasinetti-Fracassini, L. E.; Pastori, L.; Covino, S. & Pozzi, A. (February 2001), Catalog of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS), Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 367: 521–524, DOI 10.1051/0004-6361:20000451
- Saffe, C.; Gómez, M.; Pintado, O. & González, E. (October 2008), Spectroscopic metallicities of Vega-like stars, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 490 (1): 297–305, DOI 10.1051/0004-6361:200810260
- Hohle, M. M.; Neuhäuser, R. & Schutz, B. F. (April 2010), Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants, Astronomische Nachrichten (англ.) Т. 331 (4): 349, DOI 10.1002/asna.200911355
- * tau Lib -- Spectroscopic binary (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database.
- TAU LIB (Tau Librae) (англ.). Jim Kaler, Stars.
- HR 5812 . Каталог ярких звезд.
- Tau Librae (40 Librae) Star Facts (англ.). Universe Guide.
- t Librae (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue.
- Strom, Stephen E.; Wolff, Sidney C. & Dror, David H. A. (February 2005), B Star Rotational Velocities in h and χ Persei: A Probe of Initial Conditions during the Star Formation Epoch?, The Astronomical Journal (англ.) Т. 129 (2): 809–828, DOI 10.1086/426748
- Silaj, J.; Jones, C. E.; Sigut, T. A. A. & Tycner, C. (November 2014), The Hα Profiles of Be Shell Stars, The Astrophysical Journal (англ.) Т. 795 (1): 12, 82, DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82
- Pasinetti Fracassini, L. E.; Pastori, L.; Covino, S. & Pozzi, A. (bruary 2001), Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) – Third edition – Comments and statistics, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 367: 521–524, DOI 10.1051/0004-6361:20000451 CADARS catalog entry: recno=6797 (фр.). webviz.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021. at VizieR (фр.). webviz.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021.
- Pasinetti Fracassini, L. E.; Pastori, L.; Covino, S. & Pozzi, A. (bruary 2001), Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) – Third edition – Comments and statistics, Astronomy and Astrophysics (англ.) Т. 367: 521–524, DOI 10.1051/0004-6361:20000451 CADARS catalog entry: recno=6798 (фр.). webviz.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021. at VizieR (фр.). webviz.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021.
- Adelman, S. J. The physical properties of normal a stars (англ.) // International Astronomical Union : journal. — 2005. — Vol. 2004. — doi:10.1017/S1743921304004314.
Ссылки
- Изображение Тау Весов (фр.). aladin.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021., Aladin (фр.). aladin.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021.
- Изображения Тау Весов . www.wikisky.org. Дата обращения: 24 июня 2021., Wikisky (англ.). www.wikisky.org. Дата обращения: 24 июня 2021.