Русская Википедия:Тау Весов

Материал из Онлайн справочника
Перейти к навигацииПерейти к поиску

Шаблон:Звезда Тау Весов (τ Весов, Tau Librae, τ Librae, сокр. Tau Lib, τ Lib) — кратная звездаШаблон:Efn в зодиакальном созвездии Весов, чуть севернее границы с созвездием Волка и всего в пяти градусах к западу от границы с созвездием Скорпиона[1].

Тау Весов имеет видимую звёздную величину +3,68m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом на внутригородском небе (Шаблон:Lang-en), причём надо внести поправку на уменьшение яркости на 0,22m за счет межзвездной пыли[1]. Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[3], известно, что звезда удалена примерно на Шаблон:Val (Шаблон:Val) 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[4].

Тау Весов движется довольно медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна Шаблон:Val[4], что составляет 30 % 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 0,53m до величины 3,15m (то есть звезда светила тогда, как Пи Геркулеса светит сейчас). По небосводу звезда движется на юго-запад[6], проходя по небесной сфере Шаблон:Val в год.

Средняя пространственная скорость Тау Весов имеет компоненты (U, V, W)=(−17.2, −12.5, −7.4)[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). Сама звезда, судя по её движению в пространстве и физическим свойствам является возможным членом OB-ассоциации Скорпиона — Центавра[7][8], центр которого находится в Шаблон:Val[1].

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 Шаблон:Lang-la) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[6]. Хотя звезда имеет обозначение τ (Тау — 19-я буква греческого алфавита), однако, сама звезда — 5-я по яркости в созвездии. 40 Весов (латинизированный вариант Шаблон:Lang-la) является обозначением Флемстида[6].

Свойства кратной системы

Тау Весов Aa и Ab являются очень узкой парой спектрально-двойных звёзд[9], в который компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в Шаблон:Val[10], что соответствует физическому расстоянию в Шаблон:Val и вращаются друг вокруг друга с периодом Шаблон:Val[10]. У орбиты не очень большой, но заметный эксцентриситет, который равен Шаблон:Val[10], и как результат звезды то сближаются на расстояние Шаблон:Val, то удаляются на расстояние Шаблон:Val.

У пары звёзд Тау Весов Aa,Ab присутствует компаньон B, на угловом расстоянии в Шаблон:Val[10], что соответствует физическому расстоянию в Шаблон:Val и он вращается вокруг общего барицентра с периодом Шаблон:Val[10]. 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 — ~Шаблон:ValШаблон:Efn{d_\mathrm{S}}\right)</math>, где RS — радиус звезды, выраженный в а.е.; dS — расстояние до звезды, выраженное в а.е.}}, 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 ~Шаблон:ValШаблон:Efn и ~Шаблон:ValШаблон:Efn 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 Шаблон:Val[11]. Также известно, что звёзды с массой Шаблон:Val[10] живут на главной последовательности порядка Шаблон:Val и таким обозом, Тау Весов Aa очень скоро (примерно через Шаблон:Val) 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[1].

У системы наблюдается избыток инфракрасного излучения, что свидетельствует о наличии околозвездного диска[12].

Свойства компонента Aa

Тау Весов Aa, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна Шаблон:Val[10] родилась как карлик спектрального класса B3,5V. Тогда её радиус был порядка Шаблон:Val, а эффективная температура поверхности около Шаблон:Val[13], 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 Шаблон:Val[12], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Её светимость, правда, болометрическая, равна Шаблон:Val[14].

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:

Радиус звезды Тау Весов Aa, измеренный напрямую
Год m Спектр D (mas) Rабс
(<math>R_\bigodot</math>) 		Комм.
1979 3,66 style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|B2,5V 0,33 3,2 [15]
1985 3,66 style="background: Шаблон:Цвет звезды;"|B2,5V 0,35 — [16]

Однако, вряд ли хоть одно из этиз изиерений дыло правильным, поскольку для звёзд спектрального класса Шаблон:Класс звезды[10] более характерны радиусы равные ~Шаблон:Val[13].

Звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для карликовой звезды —Шаблон:Val[12] или Шаблон:Val, что составляет 78 % от солнечного значения (Шаблон:Val).

Тау Весов Aa имеет металличность существенно большую по сравнению Солнцем и равную Шаблон:Val[12], 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 Шаблон:Val[8], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, Шаблон:Val.

Свойства компонента Ab

Тау Весов Ab, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна Шаблон:Val[10] родилась как карлик спектрального класса B8,5V. Тогда её радиус был порядка Шаблон:Val, а эффективная температура около Шаблон:Val[13]. 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 Шаблон:Val. Сама звезда будет напоминать по характеристикам Ипсилон4 Эридана. Абсолютная звёздная величина подобных звёзд равна −0,04m, таким образом, видимая звёздная величина на расстоянии Шаблон:Val 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 Шаблон:Val[10], родилась как карлик спектрального класса Шаблон:Класс звезды[17] (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 Шаблон:Val[17], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A. Радиус подобных звёзд оценивается в Шаблон:Val[17]. Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что светимость звезды, равна Шаблон:Val.

Примечания

Комментарии

Шаблон:Комментарии

Источники

Шаблон:Примечания

Ссылки

Шаблон:Звёзды созвездия Весов

Партнерские ресурсы
Криптовалюты
Магазины
Хостинг
Разное

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок kaler не указан текст
  2. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок apjs15 не указан текст
  3. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок vanLeeuwen2007 не указан текст
  4. ↑ 4,0 4,1 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок astromyth не указан текст
  5. ↑ 5,0 5,1 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Anderson2012 не указан текст
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок UniverseGuide не указан текст
  7. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Alcyone не указан текст
  8. ↑ 8,0 8,1 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Jilinski2006 не указан текст
  9. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Strom2005 не указан текст
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 10,5 10,6 10,7 10,8 10,9 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок msc не указан текст
  11. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Tetzlaff2011 не указан текст
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Saffe2008 не указан текст
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Silaj не указан текст
  14. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Hohle2010 не указан текст
  15. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок CADARS1979 не указан текст
  16. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок CADARS1985 не указан текст
  17. ↑ 17,0 17,1 17,2 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок adelman2004 не указан текст
Источник — http://wikihandbk.com/ruwiki/index.php?title=Русская_Википедия:Тау_Весов&oldid=10911577