Русская Википедия:Пси Парусов

Содержание

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Шаблон:Звезда Версия2 Пси Парусов (ψ Парусов, Psi Velorum, ψ Velorum, сокращ. Psi Vel, ψ Vel) — двойная звезда в южном созвездии Парусов. Пси Парусов имеет видимую звёздную величину +3,58^m, и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом на внутригородском небе (Шаблон:Lang-en).

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на Шаблон:Val (Шаблон:Val) от Земли. Звезда наблюдается южнее 50° с.ш., то есть видна южнее Ла-Манша, южнее Люксембурга, Белгородской области, Алтая, Сахалина и пров. Ньюфаундленд и Лабрадор. Лучшее время для наблюдения — февраль.

Средняя пространственная скорость Пси Парусов имеет компоненты (U, V, W)=(-17.4, -8.7, -5.8), 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 галактического южного полюса).

Пси Парусов движется довольно медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна Шаблон:Val, что почти равно скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Звезда приближалась к Солнцу на расстояние Шаблон:Val Шаблон:Val назад, когда она увеличивала свою яркость на величину 0,22^m до величины 3,36^m (то есть светила почти как Кси Близнецов или как Омикрон Большой Медведицы A светят сейчас). По небосводу звезда движется на северо-запад, проходя по небесной сфере 0,160 угловых секунд в год. Движение этой системы в пространстве делает её кандидатом в члены движущейся группы звёзд Кастора .

Имя звезды

Пси Парусов (латинизированный вариант Шаблон:Lang-la) является обозначениями Байера, данные звёздам в 1603 году. Хотя звезды и имеет обозначение ψ (Пси — 23-я буква греческого алфавита), однако сама звезда — 9-я по яркости в созвездии.

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

Свойства кратной системы

Пси Парусов A и Пси Парусов B являются широкой парой двойных звёзд, период вращения которых вокруг общего барицентра равен Шаблон:Val. По законам Кеплера можно вычислить, что большая полуось орбиты равна, Шаблон:Val У системы довольно большой эксцентриситет, который равен 0,433. Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние Шаблон:Val (радиус орбиты Юпитера равен Шаблон:Val), то удаляются на расстояние Шаблон:Val (радиус орбиты Урана равен Шаблон:Val). Наклонение в системе не очень велико и составляет 58,0°, как это видится с Земли.

Если мы будем смотреть со стороны Пси Парусов A на Пси Парусов B, то мы увидим жёлто-белую звезду, которая светит с яркостью -22,46^m, то есть с яркостью 2% от светимости Солнца (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды будет — 0,05°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 11% углового размера нашего Солнца. Если же мы будем смотреть со стороны Пси Парусов B на Пси Парусов A, то мы увидим жёлто-белую звёзду, которая светит с яркостью -23,59^m, то есть с яркостью 6% от светимости Солнца (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды будет — 0,06°Шаблон:Efn, что составит 13% от размеров 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	-23,69	0,06%	~0,09°	~19%	-21,67	0,01%	~0,04°	7,5%
B→A	-24,82	0,18%	~0,11°	~23%	-22,81	0.03%	~0,05°	~10%
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;

Возраст Пси Парусов равен Шаблон:Val. Однако, этот возраст занижен, поскольку звезда уже переходит к стадии субгиганта. Также известно, что звёзды с массой равной Шаблон:Val живут на главной последовательности примерно Шаблон:Val. Затем звезда, переёдёт на стадию красного гиганта, на которой она задержится не более чем на несколько сотен тысяч лет, сбросит внешние оболочки, которые будет наблюдаться порядка Шаблон:Val в виде планетарной туманности, а затем станет средним по массе белым карликом.

Свойства Пси Парусов A

Пси Парусов A является субгигантом, спектрального класса Шаблон:Скз также это указывает на то, что водород в ядре звезды заканчивается и уже не служит ядерным «топливом» и звезда уже сошла с главной последовательности.

Масса звезды равна Шаблон:Val. Судя по массе, звезда родилась как карлик главной последовательности спектрального класса F0. При рождении, когда звезда вышла на главную последовательность её радиус был Шаблон:Val, её эффективной температуре была Шаблон:Val ^{Таблицы VII и VIII}, а светимость, вычисленная из закона Стефана — Больцмана была равна Шаблон:Val. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала бы примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии Шаблон:Val, во внутреннюю часть главного пояса астероидов, а более конкретно, на орбиту астероида Беатрис. Причём с такого расстояния Пси Парусов A выглядела бы на 39% меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 0,301°Шаблон:Efn (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°). Однако в процессе эволюции её радиус увеличивается, а температура падает. В настоящее время, звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около Шаблон:Val, что придаёт ей характерный жёлто-белый цвет.

В связи с большой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1973 году. Поскольку звезда двойная, то в 1983 году измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этих измерених приведены в таблице:

Радиус звезды Пси Парусов, измеренный напрямую

Имя звезды	Год	m	Спектр	D (mas)	Rабс (<math>R_\bigodot</math>)	Комм.
Пси Парусов G	1973	4.00	style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|F2IV	—	1.60
Пси Парусов	1982	3.60	style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|F2IV	1.1	—
Глизе 351A	1983	3.60	style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|F2IV	—	1.2

Звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для карлика, переходящего в стадию субгиганта Шаблон:Val или Шаблон:Val, то есть составляет 68% от солнечного значения(Шаблон:Val). оттуда, зная поверхностную гравитацию и массу звезды можно вычислить радиус который будет равен Шаблон:Val. Таким образом, оба измерения 1973 года и 1983 года были адекватными, но неточными. Её светимость, вычисленная из закона Стефана — Больцмана равна Шаблон:Val.

Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, и Пси Парусов A имеет значение металличности равное солнечному Шаблон:Val, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из других областей Галактики, где было столько же металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря такому же плотному звёздному населению и такому же количеству сверхновых звёзд.

Пси Парусов A вращяется со скоростью, как минимум, в 78 раз больше солнечной и равной Шаблон:Val, что даёт период вращения звезды, по крайней мере, — Шаблон:Val. Пси Парусов A находится в зрне существования «скорости отрыва», которая приходится на спектральный класс F5. Выше него горячее звезды вращаются намного быстрее в результате падения их внешних конвективных слоев. Правда в результате генерирации магнитные поля, в сочетании со звёздными ветрами их вращение замедляется со временем.

Свойства Пси Парусов B

Пси Парусов B является субгигантом, спектрального класса Шаблон:Скз также это указывает на то, что водород в ядре звезды заканчивается и уже не служит ядерным «топливом» и звезда уже сошла с главной последовательности. В настоящее время, звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около Шаблон:Val, что придаёт ей характерный жёлто-белый цвет.

В связи с большой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1973 году. Данные об этих измерених приведены в таблице:

Радиус звезды Пси Парусов B, измеренный напрямую

Имя звезды	Год	m	Спектр	D (mas)	Rабс (<math>R_\bigodot</math>)	Комм.
Пси Парусов S	1973	5.10	style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|F8V	—	1.20

Однако сейчас мы знаем, что радиус звезды равен Шаблон:Val, а подобный радиус характерен для субгиганта, однако он измерен с очень большой ошибкой, а отсюда можно сделать вывод, что измерение 1973 года было правильное. Её светимость также характерна для расширяющегося субгиганта. Она была вычислена из закона Стефана — Больцмана и равна Шаблон:Val, однако вряд ли она правильная и скорее всего она меньше Шаблон:Val.

Пси Парусов демонстрирует лёгкую переменность: во время наблюдений яркость звезды колеблется на 0.6^m, изменяясь в пределах от 4.5^m до 5.1^m, без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды несколько периодов), тип переменной — не определён.

История изучения кратности звезды

В 1883 году британский астроном Р. Коупленд открыли двойственность звезды Пси Парусов, то есть он открыл компонент B и звёзды вошли в каталоги как COP 1Шаблон: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	1883	160	45°	0.8°	3.91m	5.12m
	2018		128°	1.0°

У звезды Пси Парусов A есть спутник, который движется по эллиптической орбите. Это звезда 5-ой величины, находящаяся на угловом расстоянии Шаблон:Val. Идентификация восходящего узла не совсем определена. Малков и соавт. (2012) получили динамические, фотометрические и спектроскопические массы обоих звёзд Шаблон:Val, Шаблон:Val и Шаблон:Val соответственно.

Ближайшее окружение звезды

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет от звезды Пси Парусов (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 1126	style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|K3 V	9.36

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет, есть ещё порядка 10 красных, оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M которые в список не попали.

Примечания

Комментарии

Источники

Ссылки

• Изображение Пси ПарусовШаблон:Ref-en