Википедия

Пси Парусов

Пси Парусов (ψ Парусов, Psi Velorum, ψ Velorum, сокращ. Psi Vel, ψ Vel) — двойная звезда в южном созвездии Парусов. Пси Парусов имеет видимую звёздную величину +3,58m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом на внутригородском небе (англ. Inner-city sky).

Пси Парусов; ψ Парусов
Двойная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Двойная звезда
Прямое восхождение 09ч 30м 42,00с[1]
Склонение −40° 28′ 0,26″[1]
Расстояние 61,4±0,4 св. года (18,8±0,1 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) +3.58[2]
Созвездие Паруса
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +8,8 ± 1,8[3][4] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −147,98[1] mas в год
 • склонение +61,35[1] mas в год
Параллакс (π) 53.15 ± 0.37[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) 2.56[5]
Спектральные характеристики
Спектральный класс F3VFe-0.7[6]
Показатель цвета
 • B−V +0.36[2]
 • U−B +0.00[2]
Физические характеристики
Масса 1,44 M☉
Радиус 2,36 R☉
Возраст 889 млн.[7] лет
Температура 6938 К[18]
Светимость 10,73 L☉
Вращение 156 км/с[19]
Часть от Движущаяся группа звёзд Кастора[20]
Элементы орбиты
Период (P) 33,95[8] лет
Большая полуось (a) 0.862[8]″
Эксцентриситет (e) 0.433[8]
Наклонение (i) 58.0[8]°v
Узел (Ω) 291.0[8]°
Эпоха периастра (T) 1969.68[8]
Аргумент перицентра (ω) 44.3[8]
Коды в каталогах

Ba Пси Парусов, ψ Парусов, Psi Velorum, ψ Velorum, Psi Vel, ψ Vel
CCDM J09307-4028AB, HD 82434, HIC 46651, HIP 46651, HR 3786, PPM 314390, SAO 221234, 2MASS J09304200-4028004, GC 13140, GCRV 6162, IDS 09268-4002 AB, LTT 3497, PLX 2268, TD1 14019, WDS J09307-4028AB

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Источники: [15][16][17]
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[1], известно, что звезда удалена примерно на 61,4 св. лет (18,8 пк) от Земли. Звезда наблюдается южнее 50° с.ш., то есть видна южнее Ла-Манша, южнее Люксембурга, Белгородской области, Алтая, Сахалина и пров. Ньюфаундленд и Лабрадор. Лучшее время для наблюдения — февраль[21].

Средняя пространственная скорость Пси Парусов имеет компоненты (U, V, W)=(-17.4, -8.7, -5.8)[22], что означает U=−17,4 км/с (движется по направлению от галактического центра), V=−8,7 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W=−5,8 км/с (движется в направлении галактического южного полюса).

Пси Парусов движется довольно медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна 9 км/с[21], что почти равно скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Звезда приближалась к Солнцу на расстояние 55,26 св. лет 393 000 лет[22] назад, когда она увеличивала свою яркость на величину 0,22m до величины 3,36m (то есть светила почти как Кси Близнецов или как Омикрон Большой Медведицы A светят сейчас). По небосводу звезда движется на северо-запад, проходя по небесной сфере 0,160 угловых секунд в год[23]. Движение этой системы в пространстве делает её кандидатом в члены движущейся группы звёзд Кастора [24].

Имя звезды править

Пси Парусов (латинизированный вариант лат. Psi Velorum) является обозначениями Байера, данные звёздам в 1603 году[23]. Хотя звезды и имеет обозначение ψ (Пси — 23-я буква греческого алфавита), однако сама звезда — 9-я по яркости в созвездии.

Обозначения компонентов как Пси Парусов AB вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[25].

Свойства кратной системы править

Пси Парусов A и Пси Парусов B являются широкой парой двойных звёзд, период вращения которых вокруг общего барицентра равен 33,95 года[8]. По законам Кеплера можно вычислить, что большая полуось орбиты равна, 11,84 а.е. У системы довольно большой эксцентриситет, который равен 0,433[8]. Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 6,71 а.е. (радиус орбиты Юпитера равен 5,20 а.е.), то удаляются на расстояние 16,97 а.е. (радиус орбиты Урана равен 19,23 а.е.). Наклонение в системе не очень велико и составляет 58,0°[8], как это видится с Земли.

Если мы будем смотреть со стороны Пси Парусов A на Пси Парусов B, то мы увидим жёлто-белую звезду, которая светит с яркостью -22,46m, то есть с яркостью 2% от светимости Солнца (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды будет — 0,05°[b], что составляет 11% углового размера нашего Солнца. Если же мы будем смотреть со стороны Пси Парусов B на Пси Парусов A, то мы увидим жёлто-белую звезду, которая светит с яркостью -23,59m, то есть с яркостью 6% от светимости Солнца (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды будет — 0,06°[b], что составит 13% от размеров Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

В периастре (6,71 а.е.) В апоастре (16,97 а.е.)
m   D°[b]  % m   D°[b]  %
A→B -23,69 0,06% ~0,09° ~19% -21,67 0,01% ~0,04° 7,5%
B→A -24,82 0,18% ~0,11° ~23% -22,81 0.03% ~0,05° ~10%

Возраст Пси Парусов равен 889 млн. лет[7]. Однако, этот возраст занижен, поскольку звезда уже переходит к стадии субгиганта. Также известно, что звёзды с массой равной 1,44  [7] живут на главной последовательности примерно 3,6 млрд. лет. Затем звезда, переёдёт на стадию красного гиганта, на которой она задержится не более чем на несколько сотен тысяч лет, сбросит внешние оболочки, которые будет наблюдаться порядка 10 000 лет в виде планетарной туманности, а затем станет средним по массе белым карликом.

Свойства Пси Парусов A править

Пси Парусов A является субгигантом, спектрального класса F0IV[11] также это указывает на то, что водород в ядре звезды заканчивается и уже не служит ядерным «топливом» и звезда уже сошла с главной последовательности.

Масса звезды равна 1,44  [7]. Судя по массе, звезда родилась как карлик главной последовательности спектрального класса F0. При рождении, когда звезда вышла на главную последовательность её радиус был 1,40  , её эффективной температуре была 7610 К [26]Таблицы VII и VIII, а светимость, вычисленная из закона Стефана — Больцмана была равна 5,9  . Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала бы примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 2,43 а. е., во внутреннюю часть главного пояса астероидов, а более конкретно, на орбиту астероида Беатрис. Причём с такого расстояния Пси Парусов A выглядела бы на 39% меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 0,301°[b] (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°). Однако в процессе эволюции её радиус увеличивается, а температура падает. В настоящее время, звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 7122 К[7], что придаёт ей характерный жёлто-белый цвет.

В связи с большой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1973 году. Поскольку звезда двойная, то в 1983 году измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этих измерених приведены в таблице:

Радиус звезды Пси Парусов, измеренный напрямую
Имя звезды Год m Спектр D (mas) Rабс
( ) 		Комм.
Пси Парусов G 1973 4.00 F2IV — 1.60 [27]
Пси Парусов 1982 3.60 F2IV 1.1 — [28]
Глизе 351A 1983 3.60 F2IV — 1.2 [29]

Звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для карлика, переходящего в стадию субгиганта 4,27 СГС[7] или 186 м/с2, то есть составляет 68% от солнечного значения(274,0 м/с2). оттуда, зная поверхностную гравитацию и массу звезды можно вычислить радиус который будет равен 1,443  . Таким образом, оба измерения 1973 года и 1983 года были адекватными, но неточными. Её светимость, вычисленная из закона Стефана — Больцмана равна 4,8  .

Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, и Пси Парусов A имеет значение металличности равное солнечному +0,0[11], что позволяет предположить, что звезда «пришла» из других областей Галактики, где было столько же металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря такому же плотному звёздному населению и такому же количеству сверхновых звёзд.

Пси Парусов A вращяется со скоростью, как минимум, в 78 раз больше солнечной и равной 156,0 км/с[13], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, — 0,48 дней. Пси Парусов A находится в зрне существования «скорости отрыва», которая приходится на спектральный класс F5. Выше него горячее звезды вращаются намного быстрее в результате падения их внешних конвективных слоев. Правда в результате генерирации магнитные поля, в сочетании со звёздными ветрами их вращение замедляется со временем.

Свойства Пси Парусов B править

Пси Парусов B является субгигантом, спектрального класса F3IV[11] также это указывает на то, что водород в ядре звезды заканчивается и уже не служит ядерным «топливом» и звезда уже сошла с главной последовательности. В настоящее время, звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 6812 К[14], что придаёт ей характерный жёлто-белый цвет.

В связи с большой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1973 году. Данные об этих измерених приведены в таблице:

Радиус звезды Пси Парусов B, измеренный напрямую
Имя звезды Год m Спектр D (mas) Rабс
( ) 		Комм.
Пси Парусов S 1973 5.10 F8V — 1.20 [30]

Однако сейчас мы знаем, что радиус звезды равен 2,07 ± 0,71  [14], а подобный радиус характерен для субгиганта, однако он измерен с очень большой ошибкой, а отсюда можно сделать вывод, что измерение 1973 года было правильное. Её светимость также характерна для расширяющегося субгиганта. Она была вычислена из закона Стефана — Больцмана и равна 8,296  [14], однако вряд ли она правильная и скорее всего она меньше 3,0  .

Пси Парусов демонстрирует лёгкую переменность[31][32]: во время наблюдений яркость звезды колеблется на 0.6m, изменяясь в пределах от 4.5m до 5.1m, без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды несколько периодов), тип переменной — не определён.

История изучения кратности звезды править

В 1883 году британский астроном Р. Коупленд открыли двойственность звезды Пси Парусов, то есть он открыл компонент B и звёзды вошли в каталоги как COP 1[c].

Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[33][34]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина компонента I Видимая звёздная величина компонента II
AB 1883 160 45° 0.8° 3.91m 5.12m
2018 128° 1.0°

У звезды Пси Парусов A есть спутник, который движется по эллиптической орбите. Это звезда 5-й величины, находящаяся на угловом расстоянии 1,0 секунд дуги. Идентификация восходящего узла не совсем определена. Малков и соавт. (2012) получили динамические, фотометрические и спектроскопические массы обоих звёзд 3,70 ± 0,50  , 2,42   и 3,00   соответственно[9].

Ближайшее окружение звезды править

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[35] от звезды Пси Парусов (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
Глизе 1126 K3 V 9.36

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет, есть ещё порядка 10 красных, оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M которые в список не попали.

Примечания править

Комментарии
  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
     , где RS — радиус звезды, выраженный в а.е.; dS — расстояние до звезды, выраженное в а.е.
  3. ↑ COP — ссылка на каталог Р. Коупленда, 1 — номер записи в его каталоге
Источники
  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics  (англ.), 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  2. ↑ 1 2 3 4 Mermilliod, J.-C. (1986), "Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished)", Catalogue of Eggen's UBV Data  (англ.) (рус.  (англ.), SIMBAD, Bibcode:1986EgUBV........0M. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)
  3. ↑ de Bruijne, J. H. J.; Eilers, A.-C. (October 2012), "Radial velocities for the HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project", Astronomy & Astrophysics  (англ.), 546: 14, arXiv:1208.3048, Bibcode:2012A&A...546A..61D, doi:10.1051/0004-6361/201219219, A61. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  4. ↑ Psi Velorum (англ.). Internet Stellar Database.
  5. ↑ Just, A.; Jahrei, H. (October 2008), "The main sequence from F to K stars of the solar neighbourhood in SDSS colours", Astronomische Nachrichten  (англ.), 329 (8): 790, arXiv:0808.2111, Bibcode:2008AN....329..790J, doi:10.1002/asna.200811030. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  6. ↑ Gray, R. O.; et al. (July 2006), "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spectroscopy of stars earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample", The Astronomical Journal (англ.), 132 (1): 161—170, arXiv:astro-ph/0603770, Bibcode:2006AJ....132..161G, doi:10.1086/504637. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. (2015), "The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets", The Astrophysical Journal  (англ.), 804 (2): 146, arXiv:1501.03154, Bibcode:2015ApJ...804..146D, doi:10.1088/0004-637X/804/2/146. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Hartkopf, W. I.; et al. (2006), Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars  (англ.), Архивировано из оригинала 17 мая 2011, Дата обращения: 3 апреля 2017 {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка) Архивная копия от 20 октября 2016 на Wayback Machine
  9. ↑ 1 2 3 Malkov, O. Yu.; et al. (2012), "Dynamical Masses of a Selected Sample of Orbital Binaries", Astronomy & Astrophysics  (англ.), 546: 5, Bibcode:2012A&A...546A..69M, doi:10.1051/0004-6361/201219774, A69. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  10. ↑ 1 2 3 Gaia DR2 5426587107145955712 (англ.). Gaia DR2 (Gaia Collaboration, 2018). Дата обращения: 15 июня 2020. Архивировано 15 июня 2020 года.
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 Heiter, U.; et al. (2015), "Gaia FGK benchmark stars: Effective temperatures and surface gravities", Astronomy & Astrophysics  (англ.), 582: A49, arXiv:1506.06095, Bibcode:2015A&A...582A..49H, doi:10.1051/0004-6361/201526319. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)
  12. ↑ 1 2 Fabricius, C.; et al. (March 2002), "The Tycho double star catalogue", Astronomy and Astrophysics  (англ.), 384: 180—189, Bibcode:2002A&A...384..180F, doi:10.1051/0004-6361:20011822 {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  13. ↑ 1 2 Schröder, C.; et al. (January 2009), "Ca II HK emission in rapidly rotating stars. Evidence for an onset of the solar-type dynamo" (PDF), Astronomy and Astrophysics  (англ.), 493 (3): 1099—1107, Bibcode:2009A&A...493.1099S, doi:10.1051/0004-6361:200810377. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка) (недоступная ссылка)
  14. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Gaia DR2 5426587107149861120 (англ.). Gaia DR2 (Gaia Collaboration, 2018). Дата обращения: 15 июня 2020. Архивировано 15 июня 2020 года.
  15. ↑ * psi Vel -- Double or multiple star (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Дата обращения: 15 июня 2020. Архивировано 22 июня 2020 года.
  16. ↑ * psi Vel A -- High proper-motion Star (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Дата обращения: 15 июня 2020. Архивировано 22 июня 2020 года.
  17. ↑ * psi Vel B -- High proper-motion Star (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Дата обращения: 15 июня 2020. Архивировано 16 июня 2020 года.
  18. ↑ Casagrande L., Schönrich R., Asplund M., Ramírez I., Meléndez J., Bensby T., Cassisi S., Feltzing S. New constraints on the chemical evolution of the solar neighbourhood and Galactic disc(s) (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2011. — Vol. 530. — P. A138. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201016276 — arXiv:1103.4651
  19. ↑ Schröder C., Reiners A., Schmitt J. H. M. M. Ca II HK emission in rapidly rotating stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2009. — Vol. 493, Iss. 3. — P. 1099–1107. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:200810377
  20. ↑ SIMBAD Astronomical Database
  21. ↑ 1 2 HR 3786. Каталог ярких звезд. Дата обращения: 15 июня 2020. Архивировано 15 июня 2020 года.
  22. ↑ 1 2 Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters (англ.), 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка) XHIP recno=46505 Архивная копия от 15 июня 2020 на Wayback Machine
  23. ↑ 1 2 Psi Velorum (англ.). Universe Guide. Архивировано 22 августа 2018 года.
  24. ↑ Nakajima, Tadashi; et al. (September 2010), "Potential Members of Stellar Kinematical Groups within 20 pc of the Sun", The Astronomical Journal  (англ.), 140 (3): 713—722, Bibcode:2010AJ....140..713N, doi:10.1088/0004-6256/140/3/713. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  25. ↑  (англ.) Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). "On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets". arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR]. {{cite arXiv}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  26. ↑ Habets, G. M. H. J.; Heintze, J. R. W. Empirical bolometric corrections for the main-sequence (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1981. — November (vol. 46). — P. 193—237. — Bibcode: 1981A&AS...46..193H.
  27. ↑ CADARS catalog entry: recno=4603 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS). Дата обращения: 15 апреля 2022. Архивировано 15 июня 2020 года.
  28. ↑ CADARS catalog entry: recno=4600 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS). Дата обращения: 15 апреля 2022. Архивировано 15 июня 2020 года.
  29. ↑ CADARS catalog entry: recno=4601 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS). Дата обращения: 15 апреля 2022. Архивировано 15 июня 2020 года.
  30. ↑ CADARS catalog entry: recno=4602 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS). Дата обращения: 15 апреля 2022. Архивировано 15 июня 2020 года.
  31. ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009), "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)  (англ.)", VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs, 1, Bibcode:2009yCat....102025S. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)
  32. ↑ NSV 4513 (англ.). ГАИШ. Архивировано 15 июня 2020 года.
  33. ↑ COP 1: Washington Double Star Catalog catalog entry (англ.). Дата обращения: 15 июня 2020. Архивировано 25 марта 2016 года.
  34. ↑ y Velorum (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 15 июня 2020. Архивировано 22 января 2013 года.
  35. ↑ Stars within 20 light-years of Psi Velorum: (англ.). Internet Stellar Database.

Ссылки править

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Пси_Парусов&oldid=136966605