Википедия

Бета Волопаса

Неккар, Бета Волопаса (лат. β Boötis), 42 Волопаса (лат. 42 Boötis), HD 133208 — двойная звезда в созвездии Волопаса на расстоянии приблизительно 205 световых лет (около 62,8 парсеков) от Солнца. Видимая звёздная величина звезды — +3,52m[2]. Возраст звезды определён как около 300 млн лет[7].

Бета Волопаса
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 15ч 01м 56,76с[1]
Склонение +40° 23′ 26,05″[1]
Расстояние 72,0565 ± 0,6801 пк[1]
Видимая звёздная величина (V) 3,52[2]
Созвездие Волопас
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −18,4 ± 0,16 км/с[3][4]
Собственное движение
 • прямое восхождение −40,708 ± 0,114 mas/год[1]
 • склонение −30,168 ± 0,15 mas/год[1]
Параллакс (π) 13,878 ± 0,131 mas[1]
Абсолютная звёздная величина (V) −0,643[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс G8IIIaBa0.5[5]
Показатель цвета
 • B−V 0,95
 • U−B 0,74
Переменность UV Кита
Физические характеристики
Температура 5071 К[6]
Металличность −0,08[6]
Вращение 1,3 ± 0,45 км/с[3]
Часть от Волопас
Коды в каталогах

HD 133208, HIP 73555, HR 5602, IRAS 15000+4035, 2MASS J15015676+4023259, SAO 45337, GSC 03047-01258, β Boo, 1RXS J150157.4+402327, BD+40 2840, FK5 555, GC 20226, GCRV 8706, HIC 73555, IRC +40263, JP11 2565, N30 3392, NSV 6898, PLX 3399, PLX 3399.00, PMC 90-93 393, PPM 54491, RAFGL 1748, ROT 2140, TD1 17908, TYC 3047-1258-1, UBV 13041, [GKL99] 312, WEB 12582, Gaia DR2 1296713990315380736, 42 Boo, TIC 262880505, Gaia DR3 1296713990316692096, AAVSO 1458+40, AG+40 1433 и UBV M 20520

Информация в базах данных
SIMBAD * bet Boo
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Характеристики

править

Первый компонент — жёлтый гигант спектрального класса G8IIIaFe-0,5[8][9][10][11], или G5[12][13]. Масса — около 3,671 солнечных, радиус — около 18,635 солнечных, светимость — около 191,64 солнечных. Эффективная температура — около 4748 K[14].

Второй компонент — коричневый карлик. Масса — около 57,86 юпитерианских[9]. Удалён на 2,307 а.е.[9].

Наименование

править

Традиционное имя звезды — Неккар — происходит от арабского названия созвездия и означает — Волопас. В средние века была распространена неправильная транслитерация с арабского بقّار baqqār «копатель» (подразумевалась традиционная профессия человека, работавшего с лопатой в винограднике), но в XIX веке Иделер показал, что это ошибка при транслитерации арабских букв б и н, отличающиеся только размещением точки, соглашаясь с Ибн Юнисом[15].

Несмотря на то, что звезда имеет обозначение бета Неккар, однако, занимает лишь шестое место по яркости в созвездии, имея видимую звёздная величину 3m,5 и должен был бы называться гаммой, дельтой, или даже эпсилон или этой. Вместо того, чтобы название соответствовало яркости, Байер, очевидно, начал обозначение с Арктура, а затем продолжил с северной части созвездия по направлению к югу[16].

Физические характеристики

править

Неккар — гигант спектрального класса G с температурой поверхности 4950 K — немного холоднее, чем на Солнце. На основании измерений параллакса, можно вычислить, что звезда находится на расстоянии примерно в 225 световых лет (69 парсек) от Земли[17]. Также нужно учитывать, что яркость звезды уменьшается на 0,06m из-за поглощения света газом и пылью по пути к Земле[18].

Неккар обладает светимостью в 190 солнечной. Из светимости и температуры, можно вычислить, что звезда имеет, диаметр в 19 раз больше солнечного. Неккар является источником рентгеновского излучения, и активностью аналогичной той, которое наблюдается на Солнце, хотя вращается довольно медленно (один оборот занимает около 3/4 года). Измерено, что ось вращения звезды наклонена на 28°±6°, как это видится с Земли[19].

 
Положение β Волопаса на поисковой карте созвездия

Наблюдения Неккара рентгеновским спутником ROSAT в августе 1993 года, позволили обнаружить на звезде мощные 10-минутные рентгеновские вспышки, во много раз более сильные, чем типичная яркая солнечная вспышка (которая производит интенсивные пятна на поверхности Солнца), что указывает на разрыв петли магнитного поля[16]. Напряжённость магнитного поля составила около 1,7⋅1032 Э. Это было первое наблюдение такой необычной активности у звезды этого типа. Эти вспышки могли бы быть объяснены присутствием компаньона карлика — звезды М-типа, ещё не обнаруженного[20]. Звезда испытывает небольшие изменения яркости (0m,03) и относится к классу вспыхивающих звёзд[19].

Неккар также классифицируется как бариевая звезда[16], его спектр указывает на избыток бария и других элементов в атмосфере звезды. Такие звезды (например, Альфард), как правило, считается, загрязненными компаньонами, которые когда-то на стадии красного гиганта начали терять массу в ходе превращения в белого карлика. Тем не менее, пока нет никаких признаков того, что такой спутник существует. Светимость Неккара и его температура позволяет предложить, что его масса чуть более чем в 3 раза больше солнечной (Кёниг и соавт. (2006) определяют его массу в 3,4 массы Солнца[19], в то время как Тецлаф и соавт. (2011) дают максимальную оценку массы в 5,0±1,5[21] массы Солнца, а Такеда и соавторы определяют массу, как 3,24[18] солнечных масс.) и возраст, возможно, 350 миллионов лет[16].

Неккар находится на той стадии звёздной эволюции когда он почти готов стать гораздо больше и ярче — красным гигантом, так как его гелиевое ядро готовится запустить тройную гелиевую реакцию и начать производить углерод, а затем и кислород[16].

Примечания

править
  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Gaia Early Data Release 3 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2020.
  2. ↑ 1 2 Ducati J. R. Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system (англ.) — 2002. — Vol. 2237.
  3. ↑ 1 2 Jofré E., Petrucci R., Saffe C., Saker L., Villarmois E. A. d. l., Chavero C., Gómez M., Mauas, P. J. D. Stellar parameters and chemical abundances of 223 evolved stars with and without planets (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2015. — Vol. 574. — 46 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201424474 — arXiv:1410.6422
  4. ↑ 1 2 Soubiran C., Bienaymé O., Mishenina T. V., Kovtyukh V. V. Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2008. — Vol. 480, Iss. 1. — P. 91–101. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20078788 — arXiv:0712.1370
  5. ↑ Lu P. K. Taxonomy of barium stars (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 1991. — Vol. 101. — P. 2229–2254. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/115845
  6. ↑ 1 2 Boeche C., Grebel E. K. SP_Ace: a new code to derive stellar parameters and elemental abundances (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2016. — Vol. 587. — P. 2–2. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201526758 — arXiv:1512.01546
  7. ↑ Baines E. K., Armstrong J. T., Schmitt H. R., Zavala R. T., Benson J. A., Hutter D. J., Tycner C., van Belle, Gerard T. Fundamental Parameters of 87 Stars from the Navy Precision Optical Interferometer (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2017. — Vol. 155, Iss. 1. — P. 30—45. — 16 p. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/1538-3881/AA9D8B — arXiv:1712.08109
  8. ↑ Salsi A., Nardetto N., Mourard D., Creevey O., Huber D., White T. R., Hocdé V., Morand F., Tallon-Bosc I., Farrington C. D. et al. Precise calibration of the dependence of surface brightness-colour relations on colour and class for late-type stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2020. — Vol. 640. — 18 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/202038012 — arXiv:2007.01906
  9. ↑ 1 2 3 Kervella P., Arenou F., Mignard F., Thévenin F. Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2019. — Vol. 623. — P. 72–72. — 23 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201834371 — arXiv:1811.08902
  10. ↑ Hinkel N. R., Unterborn C., Kane S. R., Somers G., Galvez R. A Recommendation Algorithm to Predict Giant Exoplanet Host Stars Using Stellar Elemental Abundances (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2019. — Vol. 880, Iss. 1. — 13 p. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.3847/1538-4357/AB27C0 — arXiv:1805.12144
  11. ↑ Cruzalèbes P., Petrov R. G., Robbe-Dubois S., Varga J., Burtscher L., Allouche F., Berio P., Hofmann, K. -H., Hron J., Jaffe W. et al. A catalogue of stellar diameters and fluxes for mid-infrared interferometry (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2019. — Vol. 490, Iss. 3. — P. 3158—3176. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STZ2803 — arXiv:1910.00542
  12. ↑ Cannon A. J., Pickering E. C. VizieR Online Data Catalog: Henry Draper Catalogue and Extension, published in Ann. Harvard Obs. 91-100 (1918-1925) (англ.) // Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College — 1918. — Vol. 91-100.
  13. ↑ Roeser S., Bastian U. PPM (Positions and Proper Motions) North Star Catalogue (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 1988. — Vol. 74. — P. 449. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  14. ↑ Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  15. ↑ Richard Hinckley Allen. Boötes (англ.). Star Names. Their Lore and Meaning (1899). Архивировано 14 декабря 2012 года.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 Jim Kaler. Nekkar (англ.). Stars. Архивировано 14 декабря 2012 года.
  17. ↑ van Leeuwen, F. Validation of the new Hipparcos reduction (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2007. — November (vol. 474, no. 2). — P. 653—664. — doi:10.1051/0004-6361:20078357. — Bibcode: 2007A&A...474..653V. — arXiv:0708.1752.
  18. ↑ 1 2 Takeda, Yoichi; Sato, Bun'ei; Murata, Daisuke (2008), "Stellar parameters and elemental abundances of late-G giants", Publications of the Astronomical Society of Japan, 60 (4): 781—802, arXiv:0805.2434, Bibcode:2008PASJ...60..781T {{citation}}: Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)
  19. ↑ 1 2 3 König, B.; et al. (2006), "Spectral synthesis analysis and radial velocity study of the northern F-, G- and K-type flare stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 365 (3): 1050—1056, arXiv:astro-ph/0511232, Bibcode:2006MNRAS.365.1050K, doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09796.x {{citation}}: Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  20. ↑ Huensch, M.; Reimers, D. (1995), "Detection of an X-ray flare on the low-activity G 8 III-type giant β Boo", Astronomy and Astrophysics, 296: 509—513, Bibcode:1995A&A...296..509H {{citation}}: Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)
  21. ↑ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (2011), "A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 410 (1): 190—200, arXiv:1007.4883, Bibcode:2011MNRAS.410..190T, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x {{citation}}: Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
Источник — https://ru.wiki.x.io/w/index.php?title=Бета_Волопаса&oldid=115856463