Русская Википедия:Ню Октанта

Содержание

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Шаблон:Звезда Версия2 Ню Октанта (ν Октанта, Nu Octantis, ν Octantis, сокращ. nu Oct, ν Oct), — спектрально-двойная звезда в южном созвездии Октанта. Ню Октанта имеет видимую звёздную величину +3,73^m, и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе (Шаблон:Lang-en).

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Gaia, известно, что звезда удалена примерно на Шаблон:Val (Шаблон:Val) от Земли. Звезда наблюдается южнее 13° с. ш., то есть видна южнее оз. Чад, южнее шт. Карнатака (Индия), о. Миндоро, о. Бекия (арх. Гренадины), южнее стратовулкана Косигуина (Никарагуа) и залива Фонсека. Видна в южной приполярной области неба круглый год.

Ню Октанта движется весьма быстро относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость практически равна Шаблон:Val, что более чем в 3 раза больше скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Звезда приблизилось к Солнцу на расстояние Шаблон:Num Шаблон:Num назад, когда оно имело яркость до величины 2,59^m (то есть светило примерно как Дельта Льва светит сейчас). По небосводу звезда движется на юго-восток.

Средняя пространственная скорость Ню Октанта имеет компоненты (U, V, W)=(6,4, −39.8, −12.3), что означает U=Шаблон:Val (движется по направлению к галактическому центру), V=Шаблон:Val (движется против направлении галактического вращения) и W=Шаблон:Val (движется в направлении галактического южного полюса). Галактическая орбита Ню Октанта находится на расстоянии от Шаблон:Val до Шаблон:Val от центра Галактики.

Имя звезды

Ню Октанта (латинизированный вариант Шаблон:Lang-la) является обозначением Байера, данное звезде Лакайлем в 1754 году. 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).

Свойства двойной звезды

Ню Октанта— это довольно близкая (звёзды не видны в телескоп) пара звёзд. Обе звезды отдалены друг от друга на угловое расстояние в Шаблон:Val, что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, Шаблон:Val и периоду обращения по крайней мере, Шаблон:Val или Шаблон:Val (для сравнения радиус орбиты астероида Фидес равен Шаблон:Val и период обращения равен Шаблон:Val (подобный большой период обращения связан с тем, что Солнце имеет меньшую массу, чем звезда Ню Октанта A)). У орбиты довольно большой эксцентриситет, который равен Шаблон:Val (почти вдвое больший, чем у того же астероида Фидес). Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние Шаблон:Val, то удаляются на расстояние Шаблон:Val Наклонение в системе довольно велико и составляет Шаблон:Val.

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°Шаблон:Efn, 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°Шаблон:Efn{d_\mathrm{S}}\right)</math>, где R_S — радиус звезды, выраженный в а. е.; d_S — расстояние до звезды, выраженное в а. е.}}, что составляет 22,3 % диаметра нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

	В периастре (Шаблон:Val)				В апоастре (Шаблон:Val)
	m	<math>L_\bigodot</math>	D°Шаблон:Efn	<math>D_\bigodot</math>%	m	<math>L_\bigodot</math>	D°Шаблон:Efn	<math>D_\bigodot</math>%
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; <math>L_\bigodot</math> — светимость, выраженная в светимостях Солнца; D° — угловой диаметр звезды выраженный в градусах (угловой диаметр Солнца — 0,5°); <math>D_\bigodot</math>% — диаметр звезды выраженный в процентах от диаметра Солнца;

Свойства компонента A

Ню Октанта A — судя по её спектральному классу Шаблон:СкзШаблон:Efn 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 Шаблон:Val что будет придавать ей характерный оранжевый цвет звезды спектрального класса K.

Масса звезды ещё в XX веке определялась как Шаблон:Val. Однако уже в XXI веке, после более точного измерения орбиты, по законам Кеплера её масса стала считаться равной Шаблон:Val. А это значит, что исходя из теории звёздной эволюции, звезда начала свою жизнь как звезда главной последовательности спектрального класса A, а более конкретно A9V. Таким образом, тогда её радиус должен был быть равен Шаблон:Val, а температура её поверхности должна была быть порядка Шаблон:Val. Светимость звезды тогда была Шаблон:Val. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии Шаблон:Val, 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 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 (<math>R_\bigodot</math>)	Комм.
1967	3.75	style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|K0III	—	7.6
1969	3.29	style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|K0III	2.9	12

Сейчас мы знаем, что радиус составляет Шаблон:Val, то есть измерение 1967 года было наиболее адекватным, но не точным. Светимость Ню Октанта A равна Шаблон:Val, что совсем не много для настоящего гиганта.

Поверхностная гравитация, чьё значение равно Шаблон:Val или Шаблон:Val, то есть в 2,74 раза меньше, чем на Солнце (Шаблон:Val). 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 ~Шаблон:Val. Скорость вращения у Ню Октанта A в общем солнечная и равна Шаблон:Val, что даёт период вращения звезды — 153,4 или порядка 5 месяцев.

К сожалению, не известен точный текущий возраст системы который определён как 2,5-Шаблон:Val, но известно, что звёзды с массой Шаблон:Val живут на главной последовательности порядка Шаблон:Val. 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.

Свойства компонента B

Звезда Ню Октанта B, судя по её массе, которая равна Шаблон:Val является оранжевым карликом спектрального класса, скорее всего, Шаблон:Скз то есть водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», а сама звезда нахолится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при температуре порядка Шаблон:Val что будет придавать ей характерный оранжевый цвет Её радиус должен быть порядка Шаблон:Val, а светимость порядка Шаблон:Val.

Планетная система

В 2009 году была выдвинута гипотеза, что система содержит как минимум одну экзопланету, основанную на возмущениях в орбитальном периоде. Простое решение было быстро исключено, 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, поскольку образование планеты в такой системе будет затруднено из-за динамических возмущений.

Таким образом, Ню Октанта имеет одну неподтверждённую планету, газовый гигант с обозначением Ню Октанта b. Нарушения в спектре более крупной звезды предполагают, что планета вращается вокруг родительской звезды за Шаблон:Val на расстоянии Шаблон:Val Её приблизительная масса составляет 2.1 массы Юпитера. 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.

История изучения кратности звезды

В 1978 году английские астрономы Морган, Беддос , Скаддан и Даймти Шаблон:Lang-en открыли методами спекл-интерферометрии двойственность Ню Октанта, то есть был открыл компонент AB и звёзды вошли в каталоги как BLM 6Шаблон:Efn. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице:

Компонент	Год	Количество измерений	Позиционный угол	Угловое расстояние	Видимая звёздная величина компонента I	Видимая звёздная величина компонента II
AB	1976	1	331°	0.1″	3.73m	—

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.

Ближайшее окружение звезды

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет 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):

Звезда	Спектральный класс	Расстояние, св. лет
Глизе 818.1	style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|F9.5V	9.57
HD 1237	style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|G6 V	14.46
AY Индейца	style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|M2e V	17.34

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.

Примечания

Комментарии

Источники

Ссылки

• Изображение Ню ОктантаШаблон:Ref-en