Дабих: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
[отпатрулированная версия][отпатрулированная версия]
← Предыдущая правка
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
м Бот: упрощение архивных шаблонов; косметические изменения
м →Примечания: РДБ-запрос
 
(не показаны 4 промежуточные версии 3 участников)
Строка 46: Строка 46:


== Визуально двойная система ==
== Визуально двойная система ==
В бинокль или маленький телескоп '''β Козерога''' предстаёт [[Двойная звезда|двойной звездой]]. Более яркий компонент '''β¹ Козерога''' имеет [[звёздная величина|видимую величину]] +3,05<sup>m</sup>, более слабый — '''β² Козерога''' — +6,09<sup>m</sup>. Они отстоят друг от друга на угловое расстояние 3,5 [[Угловая минута|угловой минуты]] и как минимум на 21 000 [[Астрономическая единица|а. е.]] (0,34 [[Световой год|светового года]]). '''β² Козерога''' требуется примерно {{nobr|700 000 лет}}, чтобы совершить полный оборот вокруг главной звезды. Каждый из компонентов также является [[Кратная звезда|кратной системой]]. Из-за сложности системы было предложено несколько схем существования кратной системы. Наиболее распространённая изложена в «Каталоге кратных систем»<ref>{{cite journal | author=Tokovinin, A. A. | title=MSC - a catalogue of physical multiple stars | journal=A&AS | year=1997 | volume=124 | pages=75–84 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1997A%26AS..124...75T&db_key=AST | doi=10.1051/aas:1997181 }}</ref>.
В бинокль или маленький телескоп '''β Козерога''' предстаёт [[Двойная звезда|двойной звездой]]. Более яркий компонент '''β¹ Козерога''' имеет [[звёздная величина|видимую величину]] +3,05<sup>m</sup>, более слабый — '''β² Козерога''' — +6,09<sup>m</sup>. Они отстоят друг от друга на угловое расстояние 3,5 [[Угловая минута|угловой минуты]] и как минимум на 21 000 [[Астрономическая единица|а. е.]] (0,34 [[Световой год|светового года]]). '''β² Козерога''' требуется примерно {{nobr|700 000 лет}}, чтобы совершить полный оборот вокруг главной звезды. Каждый из компонентов также является [[Кратная звезда|кратной системой]]. Из-за сложности системы было предложено несколько схем существования кратной системы. Наиболее распространённая изложена в «Каталоге кратных систем»<ref>{{статья|заглавие=MSC - a catalogue of physical multiple stars|издание=A&AS|том=124|страницы=75—84|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1997A%26AS..124...75T&db_key=AST|doi=10.1051/aas:1997181|автор=Tokovinin, A. A.|год=1997}}</ref>.


== β¹ Козерога ==
== β¹ Козерога ==
'''β¹ Козерога''' является наиболее сложной системой. Спектральные исследования показывают, если они правильно интерпретированы, что система состоит не менее чем из трёх компонент. Доминирующим среди них является '''β Козерога Aa''': имея [[звёздная величина|видимую величину]] +3,08<sup>m</sup>, он является оранжевым [[Яркий гигант|ярким гигантом]] [[Спектральный класс|спектрального класса]] K. Его компаньон '''β Козерога Ab''' — звезда [[Главная последовательность|главной последовательности]] [[Спектральный класс|спектрального класса]] B — имеет [[звёздная величина|видимую величину]] +7,20<sup>m</sup>. Они удалены друг от друга на угловое расстояние 0,05 [[Угловая секунда|угловой секунды]] (5 [[Астрономическая единица|а. е.]]) и имеют период обращения 3,77 года.
'''β¹ Козерога''' является наиболее сложной системой. Спектральные исследования показывают, если они правильно интерпретированы, что система состоит не менее чем из трёх компонент. Доминирующим среди них является '''β Козерога Aa''': имея [[звёздная величина|видимую величину]] +3,08<sup>m</sup>, он является оранжевым [[Яркий гигант|ярким гигантом]] [[Спектральный класс|спектрального класса]] K. Его компаньон '''β Козерога Ab''' — звезда [[Главная последовательность|главной последовательности]] [[Спектральный класс|спектрального класса]] B — имеет [[звёздная величина|видимую величину]] +7,20<sup>m</sup>. Они удалены друг от друга на угловое расстояние 0,05 [[Угловая секунда|угловой секунды]] (5 [[Астрономическая единица|а. е.]]) и имеют период обращения 3,77 года.


'''β Козерога Aa''' имеет температуру поверхности 4900 K, диаметр 35 [[Солнечный радиус|солнечных]] и [[светимость]] в 600 раз большую, чем [[Солнечная светимость|солнечная]]. '''β Козерога Ab''' имеет другой невидимый спутник '''β Козерога Ac''', который обращается вокруг него с периодом 8,7 дней. Есть основания полагать, что '''β Козерога Aa''' также имеет небольшой спутник<ref>{{cite web |url = http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/dabih.html |title = Dabih (Jim Kaler, Stars) |archiveurl = https://web.archive.org/web/20060824132239/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/dabih.html |archivedate = 2006-08-24 }} (англ.)</ref>.
'''β Козерога Aa''' имеет температуру поверхности 4900 K, диаметр 35 [[Солнечный радиус|солнечных]] и [[светимость]] в 600 раз большую, чем [[Солнечная светимость|солнечная]]. '''β Козерога Ab''' имеет другой невидимый спутник '''β Козерога Ac''', который обращается вокруг него с периодом 8,7 дней. Есть основания полагать, что '''β Козерога Aa''' также имеет небольшой спутник<ref>{{cite web |url = http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/dabih.html|deadlink=yes|title = Dabih (Jim Kaler, Stars) |archiveurl = https://web.archive.org/web/20060824132239/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/dabih.html |archivedate = 2006-08-24 }} (англ.)</ref>.


== β² Козерога ==
== β² Козерога ==
Строка 69: Строка 69:
[[Категория:Кратные звёзды]]
[[Категория:Кратные звёзды]]
[[Категория:Белые гиганты]]
[[Категория:Белые гиганты]]
[[Категория:Оптически-двойные звёзды]]

Текущая версия от 15:47, 21 декабря 2020

Дабих (β¹/β² Cap)
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000,0)
Прямое восхождение +20ч 21м 0,70с
Склонение −14° 46′ 53″
Расстояние 328 св. лет (101 пк)
Видимая звёздная величина (V) от +3,08 до +3,12
Созвездие Козерог
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −19/−18 км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +48,42/+42,64 mas в год
 • склонение +14,00/+0,37 mas в год
Параллакс (π) 9,94 ± 1,00 mas
Абсолютная звёздная величина (V) от -2,00 до -2,04
Спектральные характеристики
Спектральный класс K0II+B8V/A0III
Показатель цвета
 • B−V 0,79/−0,02
 • U−B 0,28/−0,11
Коды в каталогах
Дабих, Даби, 9 Capricorni, HR 7776/7775, HD 193495/193452, BD−15°5629/−15°5626, FK5 762, HIP 100345/100325, SAO 163481.
β¹/β² Cap
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует несколько компонентов
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Дабих (β Cap, β Capricorni, Бета Козерога) — кратная звёздная система в созвездии Козерога. В переводе с арабского название Дабих обозначает мясник, происходит от арабского выражения накшатры са’д ад-дабих — «счастье режущего» (мясника, жертвоприносителя). Находясь недалеко от эклиптики, Дабих может покрываться Луной и изредка планетами.

Визуально двойная система

[править | править код]

В бинокль или маленький телескоп β Козерога предстаёт двойной звездой. Более яркий компонент β¹ Козерога имеет видимую величину +3,05m, более слабый — β² Козерога — +6,09m. Они отстоят друг от друга на угловое расстояние 3,5 угловой минуты и как минимум на 21 000 а. е. (0,34 светового года). β² Козерога требуется примерно 700 000 лет, чтобы совершить полный оборот вокруг главной звезды. Каждый из компонентов также является кратной системой. Из-за сложности системы было предложено несколько схем существования кратной системы. Наиболее распространённая изложена в «Каталоге кратных систем»[10].

β¹ Козерога

[править | править код]

β¹ Козерога является наиболее сложной системой. Спектральные исследования показывают, если они правильно интерпретированы, что система состоит не менее чем из трёх компонент. Доминирующим среди них является β Козерога Aa: имея видимую величину +3,08m, он является оранжевым ярким гигантом спектрального класса K. Его компаньон β Козерога Ab — звезда главной последовательности спектрального класса B — имеет видимую величину +7,20m. Они удалены друг от друга на угловое расстояние 0,05 угловой секунды (5 а. е.) и имеют период обращения 3,77 года.

β Козерога Aa имеет температуру поверхности 4900 K, диаметр 35 солнечных и светимость в 600 раз большую, чем солнечная. β Козерога Ab имеет другой невидимый спутник β Козерога Ac, который обращается вокруг него с периодом 8,7 дней. Есть основания полагать, что β Козерога Aa также имеет небольшой спутник[11].

β² Козерога

[править | править код]

Более слабый компонент β² Козерога является более простым и более изученным. Он является двойной звездой, в которой более яркий компонент β Козерога B имеет видимую величину +6,1m, является белым гигантом спектрального класса A и светит в 40 раз сильнее, чем Солнце. β Козерога B крайне необычен, поскольку в его атмосфере обнаружено аномально большое количество ртути и марганца. Также у него есть компаньон β Козерога C, который отстоит от него на 3 угловые секунды.

Возможные компоненты

[править | править код]

Недалеко от β¹ Козерога Джоном Гершелем были открыты две звезды. Они отстоят на 112 угловых секунд от β¹ Козерога, и неясно: являются ли они оптически двойными или принадлежат системе β Козерога. Тем не менее иногда их обозначают β Козерога D и E.

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ Ducati J. R. Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system (англ.) — 2002. — Vol. 2237.
  2. ↑ Ginestet N., Carquillat J. M. Spectral Classification of the Hot Components of a Large Sample of Stars with Composite Spectra, and Implication for the Absolute Magnitudes of the Cool Supergiant Components (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 2002. — Vol. 143, Iss. 2. — P. 513–537. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/342942
  3. ↑ 1 2 Koleva M., Vazdekis A. Stellar population models in the UV. I. Characterisation of the New Generation Stellar Library (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 538. — P. A143. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201118065 — arXiv:1111.5449
  4. ↑ Bernacca P. L., Perinotto M. A catalogue of stellar rotational velocities: I. Main sequence single stars. II. Main sequence spectroscopic binaries and eclipsing systems. (англ.) // Contributi dell'Osservatorio Astrofisica dell'Universita di Padova in Asiago — University of Padua, Asiago Astrophysical Observatory, 1970. — Vol. 239. — P. 1.
  5. ↑ Uesugi A., Fukuda I. Catalogue of rotational velocities of the stars (англ.) — 1970. — Vol. 189.
  6. ↑ SIMBAD Astronomical Database
  7. ↑ Houk N., Smith-Moore M. Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars (англ.) — 1988. — Vol. 4.
  8. ↑ 1 2 Bailey J. D., Landstreet J. D. Abundances determined using Si ii and Si iii in B-type stars: evidence for stratification (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2013. — Vol. 551. — P. A30. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201220671 — arXiv:1301.3050
  9. ↑ Smith K. C., Dworetsky M. M. Elemental abundances in normal late-B and HgMn stars from co-added IUE spectra. I. Iron-peak elements (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 1993. — Vol. 274. — P. 335–355. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  10. ↑ Tokovinin, A. A. MSC - a catalogue of physical multiple stars // A&AS. — 1997. — Т. 124. — С. 75—84. — doi:10.1051/aas:1997181.
  11. ↑ Dabih (Jim Kaler, Stars). Архивировано из оригинала 24 августа 2006 года. (англ.)
Источник — https://ru.wikipedia.org/ruwiki/w/index.php?title=Дабих&oldid=111215534