Тау Весов; τ Весов Кратная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Тип
Кратная звезда
Прямое восхождение
15ч 38м 39,37с [ 1]
Склонение
−29° 46′ 39,90″ [ 1]
Расстояние
367±8 св. лет (112±3 пк )[ a]
Видимая звёздная величина (V )
3.68[ 2]
Созвездие
Весы
Лучевая скорость (Rv )
+33,3 ± 2,3 [ 3] км/c
Собственное движение
• прямое восхождение
−22,08[ 1] mas в год
• склонение
−24,46[ 1] mas в год
Параллакс (π)
8,89 ± 0,20[ 1] mas
Абсолютная звёздная величина (V)
−1.59[ 4]
Спектральный класс
B2.5V[ 5]
Показатель цвета
• B−V
−0.179[ 2]
• U−B
−0.717[ 2]
Масса
12,69 (Aa+Ab+B) M ⊙
Радиус
3,2 R☉
Возраст
31,5 ± 5,6 млн. [ 6] лет
Температура
21 770 К [ 14]
Светимость
2,705 L☉
Вращение
80 км/с [ 15]
Период (P )
3,2907 ± 0,0004 дн. [ 7] или 0,009 лет
Большая полуось (a )
0,001610 [ 8] ″
Эксцентриситет (e )
0,28 [ 7] [ 9]
Узел (Ω)
114[ 7] °
Эпоха периастра (T )
2 439 272,312 JD [ 7]
Ba Тау Весов; τ Весов, Tau Librae, τ Librae, Tau Lib, τ LibFl 40 Весов, 40 Librae, 40 LibHD 139365 , HIC 76600 , HIP 76600 , HR 5812 , IRAS 15356-2937 , PPM 264487 , SAO 183649 , 2MASS J15383936-2946400, GC 21019, GCRV 9023, N30 3514, TD1 18413, TYC 6789-1800-1
SIMBAD
данные
У звезды существует 3 компонента Их параметры представлены ниже:
Тау Весов Aa
Тип
Бело- голубой карлик
Видимая звёздная величина
3,66[ 8]
Абсолютная звёздная величина (V)
-1.59[ b]
Спектральный класс
B2.5V[ 8]
Масса
6,88 [ 8] M ⊙
Радиус
3,2[ 10] R ⊙
Температура
17 990 [ 11] K
Светимость
2705 (балометр.)[ 12] L ⊙
Металличность
+0,17[ 11]
Вращение
134 км/с [ 3]
Ba Тау Весов Aa; τ Весов Aa, Tau Librae Aa, τ Librae Aa, Tau Lib Aa, τ Lib AaFl 40 Весов Aa, 40 Librae Aa, 40 Lib Aa
Тау Весов Ab
Тип
Бело- голубой карлик
Масса
3,64 [ 8] M ⊙
Ba Тау Весов Ab; τ Весов Ab, Tau Librae Ab, τ Librae Ab, Tau Lib Ab, τ Lib AbFl 40 Весов Ab, 40 Librae Ab, 40 Lib Ab
Источники: [ 13]
Информация в Викиданных
Тау Весов (τ Весов , Tau Librae , τ Librae , сокр. Tau Lib , τ Lib ) — кратная звезда [ c] в зодиакальном созвездии Весов , чуть севернее границы с созвездием Волка и всего в пяти градусах к западу от границы с созвездием Скорпиона [ 16] .
Тау Весов имеет видимую звёздную величину +3,68m [ 2] , и, согласно шкале Бортля , видна невооружённым глазом на внутригородском небе (англ. Inner-city sky ), причём надо внести поправку на уменьшение яркости на 0,22m за счёт межзвездной пыли [ 16] . Из измерений параллакса , полученных во время миссии Hipparcos [ 1] , известно, что звезда удалена примерно на 367 св. лет (112 пк ) от Земли . Звезда наблюдается южнее 61° с. ш. , то есть звезда видна южнее пров. Согн-ог-Фьюране (Норвегия ), Ладожского озера , залива Пенжинская губа и полуострова Кенай (Аляска ). Лучшее время для наблюдения — май [ 17] .
Тау Весов движется довольно медленно относительно Солнца : её радиальная гелиоцентрическая скорость равна 3 км/с [ 17] , что составляет 30 % скорости местных звёзд Галактического диска , а также это значит, что звезда удаляется от Солнца . Звезда приближалась к Солнцу на расстояние 371,5 св. лет 3,051 млн лет [ 4] назад, когда она увеличивала свою яркость на 0,53m до величины 3,15m (то есть звезда светила тогда, как Пи Геркулеса светит сейчас). По небосводу звезда движется на юго-запад [ 18] , проходя по небесной сфере 0,0286 угловых секунд в год.
Средняя пространственная скорость Тау Весов имеет компоненты (U, V, W)=(−17.2, −12.5, −7.4)[ 4] , что означает U=−17,2 км/с (движется по направлению от галактического центра ), V=−12,5 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W=−7,4 км/с (движется в направлении южного галактического полюса ). Сама звезда, судя по её движению в пространстве и физическим свойствам является возможным членом OB-ассоциации Скорпиона — Центавра [ 19] [ 3] , центр которого находится в 450 световых годах [ 16] .
Имя звезды
Хотя у Тау Весов нет собственного имени, её иногда называют Derakrab Australis , что означает «южная клешня Скорпиона». Термин Derakrab является сокращением арабского названия «Аль-Дхира аль-Акраб» (الذراع العقرب ) — «клешня Скорпиона», в то время как латинское слово Australis указывает, что эта клешня «южная».
Тау Весов (латинизированный вариант лат. Tau Librae ) является обозначением Байера , данным им звезде в 1603 году[ 18] . Хотя звезда имеет обозначение τ (Тау — 19-я буква греческого алфавита ), однако, сама звезда — 5-я по яркости в созвездии . 40 Весов (латинизированный вариант лат. 40 Librae ) является обозначением Флемстида [ 18] .
Свойства кратной системы
Тау Весов Aa и Ab являются очень узкой парой спектрально-двойных звёзд [ 20] , в который компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,844 ″ [ 8] , что соответствует физическому расстоянию в 0,082 а.е. и вращаются друг вокруг друга с периодом 3,291 дн. [ 8] . У орбиты не очень большой, но заметный эксцентриситет , который равен 0,28 [ 8] , и как результат звезды то сближаются на расстояние 0,06 а.е. , то удаляются на расстояние 0,11 а.е. .
У пары звёзд Тау Весов Aa,Ab присутствует компаньон B, на угловом расстоянии в 0,012 ″ [ 8] , что соответствует физическому расстоянию в 1,27 а.е. и он вращается вокруг общего барицентра с периодом 160,8 дн. [ 8] . Если мы будем смотреть со стороны пары Тау Весов Aa-Ab на спутник Тау Весов B, то мы увидим бело-жёлтую звезду, которая светит с яркостью −29.74m , то есть с яркостью 15,77 солнц . Причём угловой размер звезды будет — ~0,92 ° [ d] , то есть в ~1,8 паза больше нашего Солнца , каким мы его видим с Земли
С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Тау Весов B на пару звёзд Тау Весов Aa-Ab, то мы увидим две бело- голубые звёзды, одна из которых светит с яркостью от −32.64m , то есть с яркостью 228 солнц , а вторая звезда будет светить с яркостью примерно −32.10m , то есть с яркостью 138,7 солнц . Угловой размер для первой звезды будет ~2,1 ° [ d] и ~1,2 ° [ d] для второй звезды, то есть в ~4 и ~2,5 паза больше нашего Солнца , каким мы его видим с Земли (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°). При этом максимальное угловое расстояние между звёздами будет 7,4°.
Звёзды очень молодые: текущий возраст системы Тау Весов определён, как 31,5 ± 5,6 млн. [ 6] . Также известно, что звёзды с массой 6,88
M
⨀
{\displaystyle M_{\bigodot }}
[ 8] живут на главной последовательности порядка 45 млн. лет и таким обозом, Тау Весов Aa очень скоро (примерно через 10 млн. лет ) станет красным гигантом , (причем на этой стадии она поглотит обоих своих спутников, приобретя их угловой момент и раскрутившись) а затем, сбросив внешние оболочки, станет очень массивным белым карликом с массой примерно такой же, как у Сириуса B . Однако пара звёзд Aa-Ab достаточно близкая, чтобы провзаимодействовать во время эволюции обоих звёзд. Трудно сказать, что именно произойдет, но перенос массы туда и обратно по мере развития звёзд может когда-нибудь привести к крайне нестабильному поведению[ 16] .
У системы наблюдается избыток инфракрасного излучения , что свидетельствует о наличии околозвездного диска [ 11] .
Свойства компонента Aa
Тау Весов Aa, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна 6,88
M
⨀
{\displaystyle M_{\bigodot }}
[ 8] родилась как карлик спектрального класса B3,5V. Тогда её радиус был порядка 4,2
R
⨀
{\displaystyle R_{\bigodot }}
, а эффективная температура поверхности около 18 100 К [ 21] , но затем в процессе очень эволюции звезда несколько увеличила свой радиус и остыла. Также это 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 17 990 К [ 11] , что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Её светимость , правда, болометрическая, равна 2705
L
⨀
{\displaystyle L_{\bigodot }}
[ 12] .
В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1979 году, а поскольку звезда кратная то скорее всего измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этом измерении приведены в таблице:
Однако, вряд ли хоть одно из этих измерений было правильным, поскольку для звёзд спектрального класса B2.5V[ 8] более характерны радиусы равные ~5,0
R
⨀
{\displaystyle R_{\bigodot }}
[ 21] .
Звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для карликовой звезды —4,33 СГС [ 11] или 213,8 м/с² , что составляет 78 % от солнечного значения (274,0 м/с² ).
Тау Весов Aa имеет металличность существенно большую по сравнению Солнцем и равную +0,17 [ 11] , то есть 148 % от солнечного значения, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из тех областей Галактики , где было дольно много металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря более плотному звёздному населению и большему количеству сверхновых звёзд . Тау Весов Aa вращяется со скоростью в 66,5 раз больше солнечной и равной 134 км/с [ 3] , что даёт период вращения звезды, по крайней мере, 2 дня .
Свойства компонента Ab
Тау Весов Ab, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна 3,64
M
⨀
{\displaystyle M_{\bigodot }}
[ 8] родилась как карлик спектрального класса B8,5V. Тогда её радиус был порядка 2,9
R
⨀
{\displaystyle R_{\bigodot }}
, а эффективная температура около 11 100 К [ 21] . Также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности . Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана , можно узнать, что светимость звезды, равна 114
L
⨀
{\displaystyle L_{\bigodot }}
. Сама звезда будет напоминать по характеристикам Ипсилон4 Эридана . Абсолютная звёздная величина подобных звёзд равна −0,04m , таким образом, видимая звёздная величина на расстоянии 367 св. лет составит порядка 4,2m , однако видна она не будет, поскольку её свет будет полностью затмевается светом главной звезды.
Свойства компонента B
Тау Весов B, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна 2,17 [ 8] , родилась как карлик спектрального класса A2V[ 24] (то есть звезда будет напоминать по характеристикам Сигма Андромеды ), что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности . Звезды подобного класса излучают энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 8820 К [ 24] , что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A . Радиус подобных звёзд оценивается в 2,19
R
⨀
{\displaystyle R_{\bigodot }}
[ 24] . Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана , можно узнать, что светимость звезды, равна 9,43
L
⨀
{\displaystyle L_{\bigodot }}
.
Примечания
Комментарии
↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
↑ 1 2 Абсолютная звёздная величина вычисляется по формуле::
M
=
m
−
5
lg
d
d
0
{\displaystyle M=m-5\lg {\frac {d}{d_{0}}}}
, где
m
{\displaystyle m}
— видимая звёздная величина,
d
{\displaystyle d}
— расстояние до объекта в пк ,
d
0
=
{\displaystyle d_{0}=}
10 пк
↑ Компоненты звезды (Aa и Ab) не видны в телескоп , но могут изучаться с помощью спектрографа
↑ 1 2 3 Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
δ
=
2
arctan
(
R
S
d
S
)
{\displaystyle \delta =2\arctan \left({\frac {R_{\mathrm {S} }}{d_{\mathrm {S} }}}\right)}
, где RS — радиус звезды, выраженный в а.е. ; dS — расстояние до звезды, выраженное в а.е.
Источники
↑ 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
↑ 1 2 3 4 Gutierrez-Moreno, Adelina; Moreno, Hugo (June 1968 ), "A photometric investigation of the Scorpio-Centaurus association", Astrophysical Journal Supplement (англ.) , 15 : 459, Bibcode :1968ApJS...15..459G , doi :10.1086/190168 .
↑ 1 2 3 4 Jilinski, E.; et al. (March 2006 ), "Radial velocity measurements of B stars in the Scorpius-Centaurus association", Astronomy and Astrophysics (англ.) , 448 (3): 1001– 1006, arXiv :astro-ph/0601643 , Bibcode :2006A&A...448.1001J , doi :10.1051/0004-6361:20041614 .
↑ 1 2 3 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 . XHIP recno=76348 (фр.) . vizier.u-strasbg.fr . Дата обращения: 24 июня 2021.
↑ Hiltner, W. A.; Garrison, R. F.; Schild, R. E. (July 1969 ), "MK Spectral Types for Bright Southern OB Stars", Astrophysical Journal (англ.) , 157 : 313– 326, Bibcode :1969ApJ...157..313H , doi :10.1086/150069 .
↑ 1 2 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 (англ.) , 410 (1): 190– 200, arXiv :1007.4883 , Bibcode :2011MNRAS.410..190T , doi :10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x .
↑ 1 2 3 4 Pourbaix, D.; et al. (2004), "SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits", Astronomy and Astrophysics (англ.) , 424 (2): 727– 732, arXiv :astro-ph/0406573 , Bibcode :2004A&A...424..727P , doi :10.1051/0004-6361:20041213 .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 Multiple Star Catalog (HIP => 76600) (англ.) . A.Tokovinin.
↑ Basic data (System:855) (англ.) . D.Pourbaix (англ.) . sb9.astro.ulb.ac.be . Дата обращения: 24 июня 2021. .
↑ Pasinetti-Fracassini, L. E.; et al. (February 2001 ), "Catalog of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS)", Astronomy and Astrophysics (англ.) , 367 (3rd ed.): 521– 524, arXiv :astro-ph/0012289 , Bibcode :2001A&A...367..521P , doi :10.1051/0004-6361:20000451 .
↑ 1 2 3 4 5 6 Saffe, C.; Gómez, M.; Pintado, O.; González, E. (October 2008 ), "Spectroscopic metallicities of Vega-like stars", Astronomy and Astrophysics (англ.) , 490 (1): 297– 305, arXiv :0805.3936 , Bibcode :2008A&A...490..297S , doi :10.1051/0004-6361:200810260 .
↑ 1 2 Hohle, M. M.; et al. (April 2010 ), "Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants", Astronomische Nachrichten (англ.) , 331 (4): 349, arXiv :1003.2335 , Bibcode :2010AN....331..349H , doi :10.1002/asna.200911355 .
↑ * tau Lib -- Spectroscopic binary (англ.) . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано 3 октября 2020 года.
↑ Sokolov N. A. The determination of T_eff_ of B, A and F main sequence stars from the continuum between 3200 A and 3600 A (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences , 1995. — Vol. 110. — P. 553–564. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
↑ Abt H. A., Levato H., Grosso M. Rotational Velocities of B Stars (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing , 2002. — Vol. 573, Iss. 1. — P. 359–365. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 — doi:10.1086/340590
↑ 1 2 3 4 TAU LIB (Tau Librae) (англ.) . Jim Kaler, Stars . Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано 3 октября 2020 года.
↑ 1 2 HR 5812 (рус.) . Каталог ярких звезд . Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано 22 января 2020 года.
↑ 1 2 3 Tau Librae (40 Librae) Star Facts (англ.) . Universe Guide . Архивировано 3 июня 2021 года.
↑ t Librae (англ.) . Alcyone Bright Star Catalogue . Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано 21 февраля 2005 года.
↑ Strom, Stephen E.; et al. (February 2005 ), "B Star Rotational Velocities in h and χ Persei: A Probe of Initial Conditions during the Star Formation Epoch?", The Astronomical Journal (англ.) , 129 (2): 809– 828, arXiv :astro-ph/0410337 , Bibcode :2005AJ....129..809S , doi :10.1086/426748 .
↑ 1 2 3 Silaj, J.; et al. (November 2014 ), "The Hα Profiles of Be Shell Stars", The Astrophysical Journal (англ.) , 795 (1): 12, Bibcode :2014ApJ...795...82S , doi :10.1088/0004-637X/795/1/82 , 82.
↑ Pasinetti Fracassini, L. E.; et al. (bruary 2001 ), "Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) – Third edition – Comments and statistics", Astronomy and Astrophysics (англ.) , 367 : 521– 524, arXiv :astro-ph/0012289 , Bibcode :2001A&A...367..521P , doi :10.1051/0004-6361:20000451 . CADARS catalog entry: recno=6797 (фр.) . webviz.u-strasbg.fr . Дата обращения: 24 июня 2021. at VizieR (фр.) . webviz.u-strasbg.fr . Дата обращения: 24 июня 2021. Архивировано 12 октября 2020 года.
↑ Pasinetti Fracassini, L. E.; et al. (bruary 2001 ), "Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) – Third edition – Comments and statistics", Astronomy and Astrophysics (англ.) , 367 : 521– 524, arXiv :astro-ph/0012289 , Bibcode :2001A&A...367..521P , doi :10.1051/0004-6361:20000451 . CADARS catalog entry: recno=6798 (фр.) . webviz.u-strasbg.fr . Дата обращения: 24 июня 2021. at VizieR (фр.) . webviz.u-strasbg.fr . Дата обращения: 24 июня 2021. Архивировано 12 октября 2020 года.
↑ 1 2 3 Adelman, S. J. The physical properties of normal a stars (англ.) // International Astronomical Union : journal. — 2005. — Vol. 2004 . — doi :10.1017/S1743921304004314 .
Ссылки
Изображение Тау Весов (фр.) . aladin.u-strasbg.fr . Дата обращения: 24 июня 2021. , Aladin (фр.) . aladin.u-strasbg.fr . Дата обращения: 24 июня 2021.
Изображения Тау Весов (рус.) . www.wikisky.org . Дата обращения: 24 июня 2021. , Wikisky (англ.) . www.wikisky.org . Дата обращения: 24 июня 2021.
Information related to Тау Весов