Эпсилон Южной Короны
Эпсилон Южной Короны (ε CrA) — затменная переменная двойная звезда в созвездии Южной Короны[3]. Исторического названия не имеет.
| Эпсилон Южной Короны AB | |||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Двойная звезда | |||||||||||||||||
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|||||||||||||||||
| Тип | Затменная переменная | ||||||||||||||||
| Прямое восхождение | 18ч 58м 43,40с | ||||||||||||||||
| Склонение | −37° 06′ 27,00″ | ||||||||||||||||
| Расстояние | 98 св. лет (30 пк) | ||||||||||||||||
| Видимая звёздная величина (V) | Vmax = +4.74m, Vmin = +5.00m, P = 0.591426 д | ||||||||||||||||
| Созвездие | Южная Корона | ||||||||||||||||
| Астрометрия | |||||||||||||||||
| Лучевая скорость (Rv) | 54,4 км/c | ||||||||||||||||
| Собственное движение | |||||||||||||||||
| • прямое восхождение | −132,25 mas в год | ||||||||||||||||
| • склонение | −110,45 mas в год | ||||||||||||||||
| Параллакс (π) | 33.43 ± 0.92 mas | ||||||||||||||||
| Абсолютная звёздная величина (V) | Vmax = +2.36m, Vmin = +2.62m, P = 0.591426 д | ||||||||||||||||
| Спектральные характеристики | |||||||||||||||||
| Спектральный класс | F4VFe-08+ | ||||||||||||||||
| Показатель цвета | |||||||||||||||||
| • B−V | +0.39 | ||||||||||||||||
| • U−B | +0.01 | ||||||||||||||||
| Переменность | W Uma | ||||||||||||||||
| Физические характеристики | |||||||||||||||||
| Температура | 6776 К[1] | ||||||||||||||||
| Светимость | 8 L⊙ | ||||||||||||||||
| Вращение | 148,5 км/с[2] | ||||||||||||||||
| Коды в каталогах | |||||||||||||||||
|
e CrA HR 7152, HD 175813, HIP 93174, SAO 210781, GC 26038, CCDM 07421-02296 ε CrA |
|||||||||||||||||
| Информация в базах данных | |||||||||||||||||
| SIMBAD | данные | ||||||||||||||||
| Звёздная система | |||||||||||||||||
|
У звезды существует 2 компонента Их параметры представлены ниже: |
|||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||
 Информация в Викиданных ? | |||||||||||||||||
Находясь на расстоянии 98 световых лет, звезда имеет видимую звёздную величину +4.83m. В первом приближении её можно классифицировать как жёлто-белого карлика спектрального класса F с температурой поверхности приблизительно 7000 K, который светит как 8 Солнц. Радиус, вычисленный из температуры и яркости, равен 1.9 солнечного, а масса 1.6 солнечной. Однако на самом деле Эпсилон Южной Короны не является одиночной звездой. В реальности это две очень близкие звезды. В течение одной ночи можно заметить, как непрерывно и регулярно изменяется яркость звезды, примерно, до четверти звёздной величины в течение 7 часов. Сначала более тусклая звезда проходит перед яркой, которая излучает, приблизительно, 95 процентов света звезды, а затем более яркая проходит перед более тусклой. Таким образом Эпсилон Южной Короны можно классифицировать как затменную переменную типа W Большой Медведицы. Компоненты этой системы настолько близки, что сильно искажают сферическую форму друг друга. Обе звезды заполняют свои полости Роша и обмениваются веществом[4].
Так как спектры обеих звезд хорошо известны, можно определить орбитальные скорости. Их комбинация с кривой яркости позволяет вычислить параметры звезд. Звезды находятся на расстоянии 0.0172 а. е. (2.9 млн км). У более яркого компонента A радиус равен 2.2 солнечного, а масса 1.72 солнечной. У более слабого компонента B они, соответственно равны 0.85 и 0.22. Таким образом, у Эпсилон Южной Короны одно из самых высоких отношений масс компонентов, известных среди контактных двойных звёзд. Период вращения, определённый из спектра, практически равен орбитальному периоду и звёзды всё время повернуты друг к другу одной стороной. Звезды вращаются настолько быстро, что показывают значительную магнитную активность и темные звездные пятна, по аналогии с солнечными, также вносят свой вклад в переменность. Несмотря на значительно меньшую массу, у более легкой звезды та же самая температура, что и у большей, эффект, названный «парадоксом контактных двойных звёзд»: более массивная звезда, так или иначе, поставляет энергию менее массивной[4].
Эпсилон Южной Короны будучи относительно высокоскоростной звездой, перемещается со скоростью почти 60 км/с относительно Солнца, более чем в три раза быстрее чем обычные звёзды[3].
Примечания править
- ↑ 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
- ↑ 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
- ↑ 1 2 e Coronae Australis на Alcyone Архивная копия от 12 января 2005 на Wayback Machine (англ.)
- ↑ 1 2 Epsilon Coronae Australis (Stars, Jim Kaler) Архивная копия от 16 сентября 2012 на Wayback Machine (англ.)