Википедия

Дельта Центавра

Дельта Центавра (лат. δ Centauri) — звезда в южном созвездии Центавра. Видимая звёздная величина составляет +2,57[2], звезда хорошо видна невооружённым глазом. Измерения параллакса дают оценку расстояния от Солнца до звезды приблизительно 410 световых лет[1].

Дельта Центавра
Звезда
Diagram showing star positions and boundaries of the Centaurus constellation and its surroundings
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 12ч 08м 21,50с[1]
Склонение −50° 43′ 20,74″[1]
Расстояние 410 ± 20 св. лет (127 ± 8 пк)
Видимая звёздная величина (V) +2.57[2] (2.51 - 2.65[3])
Созвездие Центавр
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +11[4] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −49,94[1] mas в год
 • склонение −7,19[1] mas в год
Параллакс (π) 7,86 ± 0,47[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) −2,94[5]
Спектральные характеристики
Спектральный класс B2IVne[6]
Показатель цвета
 • B−V −0,13[2]
 • U−B −0,92[2]
Переменность γ Cas[3]
Физические характеристики
Масса 8,7 ± 0,3[7] M⊙
Радиус 6,5[8] R⊙
Возраст 21,5 ± 1,5[9] млн лет
Температура 22 360[8] K
Светимость 5129[7] L⊙
Вращение 263 ± 14[10] км/с
Коды в каталогах
δ Cen, CD−50°6697, CPD−50°4862, FK5 452, HD 105435, HIP 59196, HR 4621, SAO 239689
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Свойства

править

δ Центавра является оболочечной звездой с отдельным спектром, создаваемым веществом, выброшенным в дисковую структуру вследствие быстрого вращения звезды. Также является переменной звездой, видимый блеск меняется от +2,51 до +2,65. Считается переменной звездой типа Гаммы Кассиопеи[11]. Энергия звезды высвечивается с эффективной температурой более 22000 K, цвет внешней оболочки звезды бело-голубой, присущий звёздам спектрального класса B[12]. Радиус звезды в 6,5 раз превышает солнечный[8], масса превышает солнечную в 8,7 раз[8].

В рамках спектральной классификации звезда принадлежит классу B2 IVne[6], класс светимости IV показывает, что звезда является субгигантом, исчерпавшим запас водорода в ядре и удалившимся от главной последовательности. Звезда быстро вращается, при этом вследствие эффекта Доплера линии поглощения уширяются, на это указывает индекс 'n'. Индекс 'e' означает, что звезда является классической Be-звездой, горячей звездой, которая ещё не превратилась в сверхгигант и пока окружена околозвёздным газом. Наличие газа создаёт избыток инфракрасного излучения, а также эмиссионные линии в спектре. Большая часть газа сосредоточена в плоскости экватора, образуя диск[8].

Некоторую переменность в блеске звезды можно объяснить в предположение того, что она на самом деле является двойной системой. Предполагаемая вторая звезда должна обладать массой 4-7 масс Солнца и обращаться с периодом не менее 4,6 лет при минимальном расстоянии от Главной компоненты 6,9 а.e.[11]. δ Центавра обладает общим собственным движением с близкими звёздами HD 105382 и HD 105383, так что они могу образовать маленькое скопление или тройную систему[11]. По сходству собственного движения звезду относят к Нижней подгруппе Центавра — Южного Креста в OB-ассоциации Скорпиона — Центавра, ближайшей ассоциации движущихся совместно массивных звёзд[13].

Название

править

В китайском языке название 馬尾 (Mǎ Wěi) означает Хвост Лошади и относится к астеризму, состоящему из δ Центавра, G Центавра и ρ Центавра[14]. Сама δ Центавра известна как 馬尾三 (Mǎ Wěi sān, Третья звезда хвоста лошади)[15][16].

Примечания

править
  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
  2. ↑ 1 2 3 4 Feinstein, A.; Marraco, H. G. (November 1979), "The photometric behavior of Be Stars", Astronomical Journal, 84: 1713—1725, Bibcode:1979AJ.....84.1713F, doi:10.1086/112600
  3. ↑ 1 2 Samus, N. N.; Durlevich, O. V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) // VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally Published in: 2009yCat....102025S. — 2009. — Т. 1. — Bibcode: 2009yCat....102025S.
  4. ↑ Evans, D. S. (June 20-24, 1966). "The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities". In Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (eds.). Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30. Determination of Radial Velocities and their Applications. Vol. 30. University of Toronto: International Astronomical Union. p. 57. Bibcode:1967IAUS...30...57E.{{cite conference}}: Википедия:Обслуживание CS1 (формат даты) (ссылка)
  5. ↑ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015.
  6. ↑ 1 2 Houk, Nancy (1979), "Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars", Ann Arbor : Dept. of Astronomy, Ann Arbor, Michigan: Dept. of Astronomy, University of Michigan, Bibcode:1978mcts.book.....H
  7. ↑ 1 2 Levenhagen, R. S.; Leister, N. V. Spectroscopic analysis of southern B and Be stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2006. — Vol. 371. — P. 252—262. — doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10655.x. — Bibcode: 2006MNRAS.371..252L. — arXiv:astro-ph/0606149.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 Meilland, A.; et al. (October 2009), "VLTI/MIDI observations of 7 classical Be stars", Astronomy and Astrophysics, 505 (2): 687—693, arXiv:0908.1239, Bibcode:2009A&A...505..687M, doi:10.1051/0004-6361/200911960
  9. ↑ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (January 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}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  10. ↑ Frémat, Y.; Zorec, J.; Hubert, A.-M.; Floquet, M. Effects of gravitational darkening on the determination of fundamental parameters in fast-rotating B-type stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2005. — Vol. 440, no. 1. — P. 305—320. — doi:10.1051/0004-6361:20042229. — Bibcode: 2005A&A...440..305F. — arXiv:astro-ph/0503381.
  11. ↑ 1 2 3 Meilland, A.; et al. (September 2008), "δ Centauri: a new binary Be star detected by VLTI/AMBER spectro-interferometry", Astronomy and Astrophysics, 488 (3): L67—L70, arXiv:0807.4622, Bibcode:2008A&A...488L..67M, doi:10.1051/0004-6361:200810624, Архивировано 4 ноября 2018, Дата обращения: 23 марта 2020 Источник. Дата обращения: 23 марта 2020. Архивировано 4 ноября 2018 года.
  12. ↑ "The Colour of Stars", Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, 2004-12-21, Архивировано из оригинала 18 марта 2012, Дата обращения: 16 января 2012 Источник. Дата обращения: 23 марта 2020. Архивировано из оригинала 6 февраля 2020 года.
  13. ↑ de Geus, E. J.; de Zeeuw, P. T.; Lub, J. (June 1989), "Physical parameters of stars in the Scorpio-Centaurus OB association", Astronomy and Astrophysics, 216 (1—2): 44—61, Bibcode:1989A&A...216...44D
  14. ↑ {{{2}}} 中國星座神話, written by 陳久金. Published by 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7.
  15. ↑ {{{2}}} AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 29 日 Архивная копия от 22 мая 2011 на Wayback Machine
  16. ↑ Richard Hinckley Allen: Star Names — Their Lore and Meaning: Centaurus. Дата обращения: 23 марта 2020. Архивировано 21 июля 2020 года.
Источник — https://ru.wiki.x.io/w/index.php?title=Дельта_Центавра&oldid=139128563