Тета Большой Медведицы

Тета Большой Медведицы (θ Ursae Majoris, θ UMa) — звезда, вероятно, спектрально-двойная, в северном околополярном созвездии Большой Медведицы. Обладает видимой звёздной величиной 3,17,[2] является одной из самых ярких звёзд созвездия. Расстояние до данной звезды измерялось по методу тригонометрического параллакса, что дало расстояние около 43,96 световых лет.[1]

Тета Большой Медведицы
Звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000)
Прямое восхождение 09ч 32м 51,43с[1]
Склонение +51° 40′ 38,28″[1]
Расстояние 43,96 ± 0,08 св.г.
(13,48 ± 0,03 пк)
Видимая звёздная величина (V) 3,166[2]
Созвездие Большая Медведица
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +14,6[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −947,46[1] mas в год
 • склонение −535,60[1] mas в год
Параллакс (π) 74,19 ± 0,14[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) 2,43[2]
Спектральные характеристики
Спектральный класс F6IV[4]
Показатель цвета
 • B−V +0,46[4]
 • U−B +0,03[5]
Физические характеристики
Масса 1,41[2] M⊙
Радиус 2,365 ± 0,008[6] R⊙
Возраст 2,2[3] млрд лет
Температура 6300 ± 33[6] K
Светимость 7,871 ± 0,158[6] L⊙
Металличность –0,18 ± 0,07[2]
Вращение 6,8[2] км/с
Часть от WDS J09329+5141AB[d]
Коды в каталогах

θ Ursae Majoris, θ UMa, Theta UMa, 25 Ursae Majoris, BD+52 1401, CCDM J09329+5141A, FK5 358, GC 13157, HD 82328, HIP 46853, HR 3775, IDS 09262+5208 A, PPM 32203, SAO 27289, WDS J09329+5141A.[7]

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Информация в Викиданных ?

В 1976 году Х. Абт и С. Леви объявили, что звезда является спектрально-двойной системой с орбитальным периодом 371 день.[8] К. Морби и Р. Гриффин подвергли сомнению данный вывод в 1987 году, предположив, что наблюдательные данные могут быть объяснены случайностями.[9] Наблюдения 2009 года показали изменения лучевой скорости с амплитудой 180 м/с, хотя не было достаточных доказательств того, что орбита является кеплеровой.[9] Существует компаньон 14 звёздной величины на угловом расстоянии 4,1 угловой секунды,[10] поэтому звезда может оказаться тройной.[11]

Первичный компонент данной системы принадлежит классу F6 IV,[4] следовательно, она является субгигантом, проэволюционировавшим относительно главной последовательности. В 2009 году Х. Абт отнёс звезду к классу F7 V в предположении, что она находится на главной последовательности.[12] Звезда превосходит Солнце по размерам, масса составляет 141% от массы Солнца, радиус равен 2,5 радиусам Солнца.[2] Таким образом, звезда излучает больше энергии и эволюционирует быстрее чем Солнце. Светимость составляет 8 светимостей Солнца,[4] возраст оценивается в 2,2 млрд лет.[3] Энергия излучается из внешней части атмосферы звезды с эффективной температурой около 6300 K. [6] При такой температуре звезда обладает жёлто-белым оттенком, типичным для звезды спектрального класса F.[13]

Учёные из Обсерватории Макдональд определили пределы по массе для гипотетических планет вокруг главной звезды: от 0,24 до 4,6 масс Юпитера, при этом среднее расстояние между ними должно быть от 0,05 до 5,2 а.е..[12]

Примечания
  1. van Leeuwen, F. (November 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357
  2. Fuhrmann, Klaus (February 2008), Nearby stars of the Galactic disc and halo - IV, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Т. 384 (1): 173–224, DOI 10.1111/j.1365-2966.2007.12671.x
  3. Nordström, B.; Mayor, M.; Andersen, J. & Holmberg, J. (May 2004), The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs, Astronomy and Astrophysics Т. 418: 989–1019, DOI 10.1051/0004-6361:20035959
  4. Mallik, Sushma V. (December 1999), Lithium abundance and mass, Astronomy and Astrophysics Т. 352: 495–507
  5. Johnson, H. L.; Iriarte, B.; Mitchell, R. I. & Wisniewskj, W. Z. (1966), UBVRIJKL photometry of the bright stars, Communications of the Lunar and Planetary Laboratory Т. 4 (99)
  6. Boyajian, Tabetha S.; McAlister, Harold A.; van Belle, Gerard & Gies, Douglas R. (February 2012), Stellar Diameters and Temperatures. I. Main-sequence A, F, and G Stars, The Astrophysical Journal Т. 746 (1): 101, DOI 10.1088/0004-637X/746/1/101. See Table 10.
  7. tet UMa -- Spectroscopic binary, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Theta+Ursae+Majoris>. Проверено 4 февраля 2012.
  8. Abt, H. A. & Levy, S. G. (March 1976), Multiplicity among solar-type stars, Astrophysical Journal Supplement Series Т. 30: 273–306, DOI 10.1086/190363
  9. Morbey, C. L. & Griffin, R. F. (June 1987), On the reality of certain spectroscopic orbits, Astrophysical Journal, Part 1 Т. 317: 343–352, DOI 10.1086/165281
  10. Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. A catalogue of multiplicity among bright stellar systems (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2008. — September (vol. 389, no. 2). — P. 869—879. — doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x. — . — arXiv:0806.2878.
  11. Kaler, James B., THETA UMA (Theta Ursae Majoris), University of Illinois, <http://stars.astro.illinois.edu/sow/thetauma.html>. Проверено 25 февраля 2012.
  12. Wittenmeyer, R. A. (2006), Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program, The Astronomical Journal Т. 132 (1): 177–188, DOI 10.1086/504942
  13. The Colour of Stars, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, December 21, 2004, <http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html>. Проверено 16 января 2012. Архивировано 10 марта 2012 года.


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