Кси Змееносца

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Версия для печати больше не поддерживается и может содержать ошибки обработки. Обновите закладки браузера и используйте вместо этого функцию печати браузера по умолчанию.
Кси Змееносца; ξ Змееносца
Кратная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком. Обратите внимание, на карте есть звезда, помеченная буквой ξ, но это — Кси Змеи
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Двойная звезда
Прямое восхождение 17ч 21м 0,38с[1]
Склонение −21° 06′ 46,57″[1]
Расстояние 56,6±0,3 св. года (17,36±0,08 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) +4.39[2]
Созвездие Змееносец
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −8,93 ± 0,3 км/с[14]
Собственное движение
 • прямое восхождение 265,543 ± 0,189 mas/год[3]
 • склонение −202,584 ± 0,141 mas/год[3]
Параллакс (π) 57,082 ± 0,1851 mas[3]
Абсолютная звёздная величина (V) 3.19[2]
Спектральные характеристики
Спектральный класс F2V[15][16][…]
Показатель цвета
 • B−V +0.41[4]
 • U−B -0.06[4]
Физические характеристики
Масса 1,37 M☉
Радиус 1,4 R☉
Возраст ~1,19 млрд. [5] лет
Температура 6753 К[17]
Светимость 4,43 L☉
Металличность −0,19[17]
Вращение 19,5 ± 1 км/с[18]
Коды в каталогах

SAO 185296, 2MASS J17210038-2106463, HD 156897, HIP 84893, HR 6445, IRAS 17180-2103, ξ Oph, uvby98 100156897, PLX 3935, GC 23423, GCRV 10009, HIC 84893, JP11 2843, LTT 6908, NLTT 44619, PPM 266721, ROT 2433, TD1 20276, UBV 14773, YZ 111 7093, PLX 3935.00, 1RXS J172100.9-210640, CCDM J17210-2107A, GJ 670 A, IDS 17150-2100 A, WDS J17210-2107A, FAUST 4101, WEB 14338, Gaia DR2 4115142276696645632, 40 Oph, Gaia DR3 4115142207982341504, TIC 75899957 и TYC 6246-664-1

Информация в базах данных
SIMBAD * ksi Oph
Звёздная система
У звезды существует 3 компонента
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Кси Змееносца; ξ Змееносца (Xi Ophiuchi, ξ Ophiuchi, сокращ. Xi Oph, ξ Oph) — кратная звёздная система в экваториальном созвездии Змееносца. Звезда имеет видимую звёздную величину +4.39m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на городском небе (англ. City sky). Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[1], известно, что звезда удалена примерно на 56,6 св. лет (17,36 пк) от Земли. Звезда наблюдается южнее 69° с. ш., то есть видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением северных полярных областей. Лучшее время для наблюдения — июнь[19].

Кси Змееносца очень быстро движется, вдоль дальних фоновых звёзд со скоростью 0,3 " в год[13], однако, это результат близости звезды, а не скорости. Сама звезда движется с примерно с той же скоростью относительно Солнца, что и остальные звёзды: её радиальная гелиоцентрическая скорость: −9 км/с[19], что практически равно скорости, местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда приближается к Солнцу.

Имя звезды

Кси Змееносца — (латинизированный вариант лат. Xi Ophiuchi) является обозначением Байера, данное им звезде в 1603 году[5].

У звезды также есть обозначение данное Флемстидом — 40 Змееносца (лат. 40 Ophiuchi). Обозначения двух компонентов как Кси Змееносца A и B вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС). Также у звезды есть обозначение, данное Гулдом — 124G Змееносца (лат. 124G Ophiuchi)[5].

Свойства кратной системы

Кси Змееносца имеет два главных компонента: первый компонент — A является звездой с видимой звёздной величиной +4.41m[6] и спектрального класса F[7]. Второй компонент — B является звездой c видимой звёздной величиной +8.9m[6] и спектрального класса K[12]. Они вращающиеся вокруг друг друга на расстоянии не менее 17 а.е. и с периодом, по крайней мере, 48 лет, хотя даже эти параметры весьма неопределённы[13]. В других источниках даются следующие данные: в 1931 году звёзды были отдалены друг от друга на расстоянии 47 а.е. При этом если бы мы смотрели из окрестностей компонента A на компонент B, то мы бы увидели звёздочку с видимой звёздной величиной −15,52m, то есть со светимостью, примерно, 13 Лун в полнолуние. В то же время, если бы мы смотрели из окрестностей компонента B на компонент A, то мы бы увидели звёздочку с видимой звёздной величиной −20.01m, то есть со светимостью, примерно, в 475 раз тусклее нашего Солнца. В 1959 году звёзды были отдалены друг от друга на расстояние 64,4 а.е. При этом если бы мы смотрели из окрестностей компонента A на компонент B, то мы бы увидели звёздочку с видимой звёздной величиной −14.83m, то есть со светимостью, примерно, 5 Лун в полнолуние. В то же время, если бы мы смотрели из окрестностей компонента B на компонент A, то мы бы увидели звёздочку с видимой звёздной величиной −19.32m, то есть со светимостью, примерно, в 679 раз тусклее нашего Солнца[6].

Возраст системы Кси Змееносца около 1,19 млрд. лет[5].

Компонент A

Кси Змееносца A — карлик, спектрального класса F2V[7], 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 6848 К[10], что придаёт ей характерный жёлто-белый цвет звезды- спектрального класса F и делает её источником ультрафиолетового излучения[b]. Однако, первоначально звезда была классифицирована как гигант/субгигант спектрального класса F1, но затем была переклассифицирована в карлика, хотя проблемы остаются, поскольку чётко определённая температура высока и лучше соответствует классу F1.

Масса звезды обычна для карлика и составляет: 1,37 [9]. Eё радиус более чем на 40 % больше радиуса Солнца и составляет 1,4 [9]. Также звезда ярче нашего Солнца в 4 раза, её светимость составляет 4,43 [2]. Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 2,13 а.е., то есть примерно туда, где в Солнечной системе находится Пояс астероидов. Причём с такого расстояния, Кси Змееносца A выглядела бы почти на 50 % меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 0,28°[c][6] (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Звезда имеет поверхностную гравитацию 4,37 СГС[10] или 234,4 м/с2, то есть несколько меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2). Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, но Кси Змееносца A имеет на треть меньшее значение металличности: содержание железа в ней относительно водорода составляет 68 %[2] от солнечного.

Оценки скорости вращения резко расходятся и составляют от 0 до 20 км/с, что даёт период вращения менее четырёх дней, а также указывает на то, что вероятно, мы видим звезду более или менее с полюса[13].

Компонент B

Кси Змееносца B — звезда спектрального класса K3[12]. Масса звезды вполне нормальна для оранжевого карлика, которым она, скорее всего, и является: 0,6 [13]. Eё радиус на 30 % меньше радиуса Солнца и составляет 0,7 [6]. Также звезда гораздо тусклее нашего Солнца, её светимость составляет 0,073 [6]. Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,27 а.е., то есть ближе того места, где в Солнечной системе находится Меркурий, чья большая полуось равна 0,387 а.е.. Причём с такого расстояния, Кси Змееносца B выглядела бы почти на 40 % больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 1,38°[6]

История изучения кратности звезды

Открывателем взаимного движения звёзд в системе Кси Змееносца считается Х. Доннер, который следил за звёздами с 1932 года по 1966. Для того, чтобы обнаружить взаимное движение, потребовалось более 30 лет. Сама звезда вошла в каталоги под именем DON 832. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[20][21]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина 1 компонента Видимая звёздная величина 2 компонента
B 1932 12+ 66° 2.7 4.4m 8.9m
1966 44° 3.9
2015 27° 4.1
С 2004 1 261° 10.8 4.4m 13,7m

Таким образом к 2015 году это расстояние увеличилось до 4,1 ", причём сам компонент «A» перемещался примерно на 19 "[13]. Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды есть спутник — Кси Змееносца B и что звезды движутся вместе в пространстве, то есть звёзды не просто находятся на линии прямой видимости, но связаны друг с другом гравитационно. К сожалению, ещё ни одна орбита не была рассчитана точно, что не позволяет провести проверку звёздных масс.

В последнее время, появились сведения о третьем компоненте — Кси Змееносца C, который имеет величину видимую звёздную величину 13,7m и отдалён от основной компоненты на величину— 10,8 "[21], но пока эти сведения не имеют независимого подтверждения. Также у звезды не известны ни параллакс, ни собственное движение.

Ближайшее окружение звезды

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[22] от звезды Кси Змееносца (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5m) 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
HD 158233 K5 V 4.19
58 Змееносца F5 V 5.24
Эпсилон Скорпиона K2 IIIb 18.00
HD 158614 G8 IV-V 18.65

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 1 белый карлик которые в список не попали.

Примечания

Комментарии

  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ Из закона смещения Вина, энергия излучения абсолютно чёрного тела максимальна при данной температуре на длине волны λb = (2,898⋅106 нм•К)/(6813 К) ≈425,36 нм, которая лежит в ближней ультрафиолетовой части электромагнитного спектра
  3. ↑ Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
    , где DS — диаметр звезды, выраженный в а.е.; dCZ — расстояние до зоны обитаемости

Источники

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Van Leeuwen, F. Validation of the new Hipparcos reduction (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2007. — Vol. 474, no. 2. — P. 653. — doi:10.1051/0004-6361:20078357. — Bibcode: 2007A&A...474..653V. — arXiv:0708.1752. Vizier catalog entry Архивная копия от 25 марта 2016 на Wayback Machine
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Anderson, E.; Francis, Ch. XHIP: An extended hipparcos compilation (англ.) // Astronomy Letters : journal. — 2012. — Vol. 38, no. 5. — P. 331. — doi:10.1134/S1063773712050015. — Bibcode: 2012AstL...38..331A. — arXiv:1108.4971. Vizier catalog entry Архивная копия от 5 ноября 2020 на Wayback Machine
  3. ↑ 1 2 3 Gaia Early Data Release 3 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2020.
  4. ↑ 1 2 A.; Mallama. Sloan Magnitudes for the Brightest Stars (англ.) // American Association of Variable Star Observers : journal. — 2014. — Vol. 42. — P. 443. — Bibcode: 2014JAVSO..42..443M.Vizier catalog entry Архивная копия от 5 ноября 2020 на Wayback Machine
  5. ↑ 1 2 3 4 Xi Ophiuchi (40 Ophiuchi) (англ.). Universe Guide. Архивировано из оригинала 14 октября 2017 года.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Xi Ophiuchi (англ.). Internet Stellar Database.
  7. ↑ 1 2 3 4 5  (англ.) "* ksi Oph -- High proper-motion Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Дата обращения: 27 января 2019
  8. ↑ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Bubar, E. J.; McGahee, C. E.; O'Donoghue, A. A.; Knox, E. R. Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc--The Southern Sample (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 132. — P. 161. — doi:10.1086/504637. — Bibcode: 2006AJ....132..161G. — arXiv:astro-ph/0603770.
  9. ↑ 1 2 3 4 C.; Allende Prieto; Lambert, D. L. Fundamental parameters of nearby stars from the comparison with evolutionary calculations: Masses, radii and effective temperatures (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1999. — Vol. 352. — P. 555. — Bibcode: 1999A&A...352..555A. — arXiv:astro-ph/9911002. Vizier catalog entry Архивная копия от 2 декабря 2016 на Wayback Machine
  10. ↑ 1 2 3 David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2015. — Vol. 804, no. 2. — P. 146. — doi:10.1088/0004-637X/804/2/146. — Bibcode: 2015ApJ...804..146D. — arXiv:1501.03154. Vizier catalog entry Архивная копия от 5 ноября 2020 на Wayback Machine
  11. ↑ De Medeiros, J. R.; Alves, S.; Udry, S.; Andersen, J.; Nordström, B.; Mayor, M. A catalog of rotational and radial velocities for evolved stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2014. — Vol. 561. — P. A126. — doi:10.1051/0004-6361/201220762. — Bibcode: 2014A&A...561A.126D. — arXiv:1312.3474. Vizier catalog entry Архивная копия от 2 декабря 2016 на Wayback Machine
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7  (англ.) "* ksi Oph B -- High proper-motion Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Дата обращения: 27 января 2019
  13. ↑ 1 2 3 4 5 6 XI OPH (Xi Ophiuchi) (англ.). Jim Kaler, Stars. Дата обращения: 6 июня 2019. Архивировано 24 апреля 2019 года.
  14. ↑ Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  15. ↑ Eggen O. J. Space-velocity vectors for 3483 stars with proper motion and radial velocity (англ.) // (unknown type) — 1962. — Vol. 51. — P. 79.
  16. ↑ De V. A. Spectral types and luminosities of B, A and F southern stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 1957. — Vol. 117. — P. 449–462. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/117.4.449
  17. ↑ 1 2 Luck R. E. Abundances in the local region. III. Southern F, G, and K dwarfs (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2018. — Vol. 155, Iss. 3. — 31 p. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/1538-3881/AAA9B5
  18. ↑ Eiff M. A., Reiners A. New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars? (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 542. — P. A116. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201118724 — arXiv:1204.2459
  19. ↑ 1 2 HR 6445. Каталог ярких звезд. Дата обращения: 6 июня 2019. Архивировано 27 октября 2018 года.
  20. ↑ x Ophiuchi (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 6 июня 2019. Архивировано из оригинала 11 ноября 2010 года.
  21. ↑ 1 2 Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2001. — Vol. 122, no. 6. — P. 3466. — doi:10.1086/323920. — Bibcode: 2001AJ....122.3466M. Vizier catalog entry Архивная копия от 5 ноября 2020 на Wayback Machine
  22. ↑ Stars within 20 light-years of Xi Ophiuchi: (англ.). Internet Stellar Database.

Ссылки

Источник — https://ru.wikipedia.org/ruwiki/w/index.php?title=Кси_Змееносца&oldid=140756723