Лямбда Весов
Шаблон:Звезда Лямбда Весов (λ Весов, Lambda Librae, λ Librae, сокращ. Lambda Lib, λ Lib) — кратная звездаШаблон:Efn в зодиакальном созвездии Весов. Лямбда Весов находится почти на эклиптике, поэтому она может покрываться Луной и (редко) планетами.
Лямбда Весов имеет видимую звёздную величину +5,03m[1], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом на засвеченном пригородном небе (Шаблон:Lang-en). Из измерений параллакса, полученных во время миссии Gaia[2], известно, что звезда удалена примерно на Шаблон:Val (Шаблон:Val) от Земли. На таком расстоянии видимая звёздная величина этой системы уменьшается из-за межзвёздного поглощения межзвёздной пылью на величину 0,22m[3]. Звезда наблюдается южнее 70° с. ш., то есть звезда видна южнее островов Тромс, Вайгач, полуострова Ямал и острова Баффинова Земля. Лучшее время для наблюдения — май[4].
Лямбда Весов движется довольно медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна Шаблон:Val[4], что составляет 60 % скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Звезда приближалась к Солнцу на расстояние Шаблон:Val Шаблон:Val[5] назад, когда она увеличивала свою яркость на 0,12m до величины 4,91m (то есть звезда светила примерно как Пси1 Возничего светят сейчас). По небосводу звезда движется на юго-запад[6], проходя по небесной сфере со Шаблон:Val в год.
Средняя пространственная скорость Лямбда Весов имеет компоненты (U, V, W)=(-1.3, −13.6, −6.7)[5], что означает U=Шаблон:Val (движется по направлению от галактического центра), V=Шаблон:Val (движется против направлении галактического вращения) и W=Шаблон:Val (движется в направлении южного галактического полюса).
Лямбда Весов (латинизированный вариант Шаблон:Lang-la) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[6]. Хотя звезда имеет обозначение λ (Лямбда — 11-я буква греческого алфавита), однако, сама звезда — 17-я по яркости в созвездии. 45 Весов (латинизированный вариант Шаблон:Lang-la) является обозначением Флемстида[6].
Свойства кратной системы
| Параметр | Значение | ||||
|---|---|---|---|---|---|
| 1987[7] | 1990[8] | 1999[9] | |||
| Период | P | Шаблон:Val | Шаблон:Val | Шаблон:Val | |
| Эксцентриситет | e | 0.27 | 0.27 | 0.40±0.03 | |
Лямбда Весов Aa и Ab являются очень узкой парой спектрально-двойных звёзд, в который компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в Шаблон:Val[10], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, Шаблон:Val и периоду обращения равному Шаблон:Val[10], то есть звезда находится на расстоянии Шаблон:Val (для сравнения радиус орбиты Меркурия равен Шаблон:Val и период обращения равен Шаблон:Val). У орбиты весьма большой эксцентриситет, который равен Шаблон:Val[11]. Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние Шаблон:Val (Шаблон:Val), то удаляются на расстояние Шаблон:Val (Шаблон:Val).
Звезда слегка переменная: во время наблюдений яркость звезды меняется на 0,02m, колеблясь вокруг значения 5,03m[12], без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды или звёзд несколько периодов), тип переменной определён как эллипсоидальная переменная. Причём звёзды расположены так близко, что Лямбда Весов Aa и Лямбда Весов Ab «делают» свои спутники эллипсоидальными звёздами, заставляя их вытягиваться в свою сторону.
Возраст звезды Лямбда Весов определён, как Шаблон:Val[3], также известно, что звёзды с массой Шаблон:Val[10] живут на главной последовательности порядка Шаблон:Val, то таким обозом Лямбда Весов Aa уже скоро, через несколько десятков миллионов лет, станет красным гигантом, а затем, сбросив внешние оболочки, станет белым карликом. При чём в этой фазе своего существования она, наверняка, поглотит Лямбда Весов Ab, возможно, произведя вспышку, подобную новой звезде.
Есть свидетельства, что в системе присутствует третий компонент, о котором ничего не известно[10]. Система является источником рентгеновского излучения[13], а сама звезда является возможным членом OB-ассоциации Скорпиона — Центавра[14].
Свойства компонента Aa
Лямбда Весов Aa, судя по её массе, которая вычеслена по законам Кеплера и равна Шаблон:Val[10] родилась как карлик спектрального класса B8V. Тогда её радиус был порядка Шаблон:Val, а эффективной температуре около Шаблон:Val[15], но затем в процессе 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, однако звезда, по-видимому, собирается отказаться от своего водородного «горения» в ядре, если это ещё не произошло. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около Шаблон:Val[2], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Её светимость равна Шаблон:Val[16], хотя по закону Стефана-Больцмана, её светимость составляет Шаблон:Val, что также может указывать на завершение звёздной эволюции и переходу к стадии субгиганта.
В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1972 году, а поскольку звезда двойная то скорее всего измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этом измерении приведены в таблице:
| Год | m | Спектр | D (mas) | Rабс () |
Комм. |
| 1972 | 5,02 | style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|B3V | 0,22 | 3,9 | [17] |
| 1979 | 5,03 | style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|B2.5V | 0,21 | 3,2 | [18] |
Eё радиус в настоящее время, оценивается в Шаблон:Val[19].
Зная массу и радиус звезды можно вычислить, что звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для карликовой звезды/субгиганта —Шаблон:Val[16] или Шаблон:Val, что составляет 25 % от солнечного значения (Шаблон:Val).
Лямбда Весов Aa имеет металличность существенно меньшую по сравнению Солнцем и равную −Шаблон:Val[16], то есть 54 % от солнечного значения, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из других областей Галактики, где было дольно много металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря менее плотному звёздному населению и меньшему количеству сверхновых звёзд. Лямбда Весов Aa вращяется со скоростью в 77,5 раз больше солнечной и равной Шаблон:Val[20], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, — Шаблон:Val.
Также она бедная гелием пекулярная звезда[21]. Она является потенциальной Вега-подобной звездой и это означает, что она показывает избыток инфракрасного излучения характерный для остаточного диска[22].
Свойства компонента Ab
Лямбда Весов Ab, судя по её массе, которая вычмслена по законам Кеплера и равна Шаблон:Val[10], родилась как карлик спектрального класса Шаблон:Класс звезды[23] (то есть звезда будет напоминать по характеристикам Фомальгаут), что 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 Шаблон:Val[23], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A. Радиус подобных звёзд оценивается в Шаблон:Val[23]. Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что светимость звезды, равна Шаблон:Val. Абсолютная звёздная величина подобных звёзд равна 1,7m, таким образом, видимая звёздная величина на расстоянии Шаблон:Val составит порядка 6,95m, однако видна она не будет поскольку её свет будет полностью затмевается её спутником.
Примечания
Комментарии Шаблон:Комментарии
Источники Шаблон:Примечания
Ссылки
- ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокapjs15не указан текст - ↑ 2,0 2,1 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокGaia DR2не указан текст - ↑ 3,0 3,1 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокGontcharov2012не указан текст - ↑ 4,0 4,1 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокastromythне указан текст - ↑ 5,0 5,1 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокAnderson2012не указан текст - ↑ 6,0 6,1 6,2 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокUniverseGuideне указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокPourbaix1987не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокPourbaix1990не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокPourbaix1999не указан текст - ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 10,5 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокmscне указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокPourbaix2004не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокgcvsне указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокBerghoefer1996не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокAlcyoneне указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокSilajне указан текст - ↑ 16,0 16,1 16,2 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокHohle2010не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокCADARS1972не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокCADARS1979не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокPasinettiFracassini2001не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокAbt2002не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокRenson2009не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокSaffe2008не указан текст - ↑ 23,0 23,1 23,2 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокadelman2004не указан текст