Tucanul Kappa

Kappa Toucan (κ Toucan, Kappa Tucanae , abreviat kap Tuc, κ Tuc ) este o stea din constelația sudică Tucana . Steaua are o magnitudine aparentă de +4,25 m [3] și , conform scalei Bortl , este vizibilă cu ochiul liber chiar și pe cerul orașului . 

Din măsurătorile paralaxei efectuate în timpul misiunii Hipparcos , se știe că steaua se află la aproximativ 68,3 ± 0,6  distanță . ani ( 21 ± 0,2  buc ) [1] . Steaua este observată la sud de 22°N. , adică la sud de Cairo ( 30°N ), Hanoi ( 21°N ) și Mexico City ( 19°N ) [8] .

Proprietățile sistemului Kappa Toucan

Kappa Tucana este un sistem stelar cvadruplu(?). Sistemul este format din două stele binare la 5,3 minute arc una de alta . Magnitudinea absolută totală a tuturor stelelor din sistem este de +3,50 [5] , luminozitatea totală a tuturor stelelor este de 4,15  [9] .

Cele două stele principale, cele mai grele și cele mai mari ale sistemelor Kappa Tucana A și Kappa Tucana B au o perioadă orbitală de 1222,4 ani [9] - conform altor surse, 857,0 [3] - (pentru comparație, perioada de revoluție a lui Eris este 558  de ani ). Stelele sunt separate unele de altele în spațiu cu o valoare de 5,96 " , adică se află la o distanță medie de 156  UA [9] unele de altele. Pentru comparație, distanța medie de Eris , cea mai îndepărtată planetă pitică din sistemul solar , la Soare 77,2  AU Excentricitatea orbitală  este foarte mare - 0,45 [ 9] (după alte date este și mai mare - 0,384 .apoi)[3] 226  UA [9] .Înclinarea orbitală în sistem este, de asemenea, destul de interesant - 127,1 ° [3] , adică pentru un observator de pe Pământ, mișcarea celei de-a doua stele de-a lungul orbitei va fi retrogradă . De asemenea, orbita are următorii parametri calculați: longitudinea nodului ascendent Ω) - 10,3° și argumentul periapsis (ω) care este egal cu 284,9° [3] Epoca periastronului (T) , adică anul în care componenta B a fost cel mai aproape de componenta A, nu este complet clar: într-o sursă este indicată ca 1790 [9] , într-un altul ca 1763 [3 ] . atunci vom vedea o stea cu o magnitudine aparenta de -16,25 m [9] , i.e. de aproximativ 40 de ori mai strălucitor decât luna plină . Și dacă ne uităm dinspre partea componentei A spre componenta B din apoaster, atunci vom vedea o stea cu o magnitudine aparență de -14,15 m [9] , adică. de aproximativ 7 ori mai strălucitor decât luna plină . Și invers, dacă privim dinspre partea componentei B către componenta A din periastron , vom vedea o stea cu magnitudinea aparentă de -18,46 m [9] , i.e. de aproximativ 250 de ori mai strălucitor decât luna plină . Și, de asemenea, dacă ne uităm din partea componentei B către componenta A din apoaster, atunci vom vedea o stea cu o magnitudine aparentă de -16,36 m [9] , i.e. de aproximativ 40 de ori mai strălucitor decât luna plină .

O altă pereche - CD, este formată din două stele: una cu magnitudinea aparentă de +7,8 m (C) și a doua cu magnitudinea aparentă de +8,2 m (D), care sunt separate între ele de 1,12 secunde de arc sau , la cel putin la 23  a.u. (distanța de la Soare la Uranus este de 19  UA ). Ei fac o revoluție unul în jurul celuilalt la fiecare 86,2  ani [8] (perioada de revoluție a lui Uranus în jurul Soarelui este de 84  de ani ).

Kappa Toucan A

Cea mai strălucitoare stea, Kappa Tucana A, este o subgiant galben-alb de tip spectral F cu o magnitudine aparentă de +5,0 m [3] , ceea ce înseamnă că steaua este ceva mai grea decât Soarele nostru ( 1,37  [18] ), ceva mai mare. ( 1,12  [9] ), dar luminozitatea sa în domeniul vizibil este mult mai mare și este de 3,67  [9] . Steaua radiază energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de 6366  K [5] , ceea ce îi conferă nuanța galben-alb a unei stele din secvența principală de tip spectral F . Rotindu -se cu o viteză ecuatorială de 61,1 ± 3,1  km/s [5] (adică cu o viteză cu aproape 30 mai mare decât soarele), steaua va avea cel mai probabil nevoie de aproximativ o zi pentru a finaliza o revoluție completă.

Pentru ca o planetă similară Pământului nostru să primească aproximativ aceeași cantitate de energie pe care o primește de la Soare, ar trebui să fie plasată la o distanță de 1,92  UA. (adică dincolo de orbita lui Marte , a cărei semi -axă majoră a orbitei este de 1,52  UA ). Mai mult, de la o astfel de distanță, Kappa Tucana A ar părea cu 30% mai mic decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ - 0,31 ° (diametrul unghiular al Soarelui nostru este de 0,5 °) [9] .

Kappa Toucan B

A doua componentă a sistemului Kappa Tucana este Kappa Tucana B. Magnitudinea sa aparentă este de +7,74 m [3] . Tipul spectral al stelei este G5V [6] , ceea ce înseamnă că steaua este oarecum mai ușoară ( 0,85  [18] ) și de aproape 2 ori mai slabă ( 0,48  [9] ) față de Soarele nostru. Pentru ca o planetă similară Pământului nostru să primească aproximativ aceeași cantitate de energie pe care o primește de la Soare, ar trebui să fie plasată la o distanță de 0,69  UA. [9] (adică orbitează practic în jurul lui Venus , a cărei semi-axă orbitală este de 0,72  UA ).

Istoria studiului multiplicității stelelor

Multiplicitatea lui Kappa Tucana a fost descoperită la J. Herschel în 1836 (AB), iar sistemul în sine a fost introdus de Herschel în propriul său catalog sub indexul HJ 3423. Herschel însuși, care a murit în 1871 , se pare că nu era sigur că cei slabi asteriscul A -CD este membru al sistemului Kappa Tucana, astfel încât componenta CD a „intrat” în sistemul Kappa Tucana după moartea sa în 1874 . Faptul că componenta CD este ea însăși o stea dublă a devenit cunoscut în 1897 . Dualitatea sa a fost descoperită de R. Innes , el a început să studieze și parametrii orbitei acestei stele și a intrat în circulație științifică sub indicele I 27.

Conform Washington Catalog of Visual Binaries , parametrii acestor componente sunt prezentați în tabelul [19] :

Punând toate datele împreună, este sigur să spunem că componenta B orbitează Kappa Tucana A, în timp ce componenta CD se poate mișca în linie dreaptă și poate să nu facă parte deloc din sistemul Kappa Tucana, deoarece nu își știe nici mișcare proprie sau paralaxă stelară anuală .

Viteza heliocentrică radială a stelei este de +9  km/s , ceea ce înseamnă că steaua se îndepărtează de Soare [8] .

Mediul imediat al vedetei

Următoarele sisteme stelare se află la 20 de ani lumină [20] de sistemul Kappa Tucana (sunt incluse doar stea cea mai apropiată, cea mai strălucitoare (<6,5 m ) și stele notabile). Tipurile lor spectrale sunt afișate pe fundalul culorilor acestor clase (aceste culori sunt preluate din numele tipurilor spectrale și nu corespund culorilor observate ale stelelor):

În apropierea stelei, la o distanță de 20 de ani lumină , mai există aproximativ 10 pitici roșii și galbene de tipuri spectrale K și G care nu au fost incluse în listă.

Note

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( 2007 ) , Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:570   
2. ↑ Distanța calculată din valoarea paralaxei dată
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Al șaselea catalog al orbitelor stelelor binare vizuale  (engleză)  (link nu este disponibil) . Observatorul Naval al Statelor Unite . Preluat la 1 iulie 2017. Arhivat din original la 1 august 2017.
4. ↑ GONTCHAROV GA Pulkovo compilație a vitezelor radiale pentru 35495 stele într-un sistem comun.  (engleză) . Scrisori Astronomice . Preluat la 1 aprilie 2019. Arhivat din original la 21 iulie 2020.
5. ↑ 1 2 3 4 Ammler -von Eiff, M. & Reiners, A. ( iunie 2012 ), Noi măsurători ale rotației și rotației diferențiale în stelele AF: există două populații de stele cu rotație diferențială? , Astronomie & Astrofizică Vol. 542: A116 , DOI 10.1051/0004-6361/201118724   
6. ↑ 1 2 Eggleton, PP & Tokovinin, AA ( septembrie 2008 ) , A catalog of multiplicity between bright stellar systems , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol. 389 (2): 869–879 , DOI 10.1111/j .1365-2020 .13596.x   
7. ↑ 1 2 3 (engleză) kap Tuc -- Stea dublă sau multiplă , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=kap+Tuc > . Preluat la 1 aprilie 2019. Arhivat 8 aprilie 2019 la Wayback Machine  
8. ↑ 1 2 3 4 5 HR 377 . Catalogul Stelelor Luminoase . Consultat la 8 aprilie 2019. Arhivat din original pe 8 aprilie 2019. (Rusă)
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Kappa Tucanae  . Internet Stellar Database .
10. ↑ Johnson HL, Iriarte B., Mitchell RI, Wisniewski WZ UBVRIJKL fotometria stelelor strălucitoare  // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory - University of Arizona Press , 1966. - Vol . 4. - P. 99. - ISSN 0099-6416
11. ↑ Malaroda S. Study of the F-type 1 MK spectral types  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 1975. - Vol. 80.—P. 637–641. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/111786
12. ↑ 1 2 Tokovinin A., Kiyaeva O. Distribuția excentricității binarelor largi  (engleză) // Mon. Nu. R. Astron. soc. / D. Floare - OUP , 2015. - Vol. 456, Iss. 2. - P. 2070-2079. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STV2825 - arXiv:1512.00278
13. ↑ 1 2 Eiff M. A., Reiners A. Noi măsurători ale rotației și rotației diferențiale în stelele AF: există două populații de stele cu rotație diferențială?  (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2012. - Vol. 542.-P. A116. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201118724 - arXiv:1204.2459
14. ↑ 1 2 3 Corbally C. J. Binare vizuale apropiate. I - Clasificări MK  (engleză) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1984. - Vol. 55.—P. 657–677. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/190973
15. ↑ Gray R. O., Corbally C. J., Garrison R. F., McFadden M. T., Bubar E. J., McGahee C. E., O'Donoghue A. A., Knox E. R. Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars within The Earlier than M.40 pc-0  (engleză) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2006. - Vol. 132, Iss. 1. - P. 161-170. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/504637 - arXiv:astro-ph/0603770
16. ↑ Hog E., Fabricius C., Makarov VV, Urban S., Corbin T., Wycoff G., Bastian U. , Schwekendiek P., Wicenec A. Catalogul Tycho-2 al celor 2,5 milioane de stele cele mai strălucitoare  // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2000. - Vol. 355.—P. 27–30. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
17. ↑ Baza de date astronomică SIMBAD
18. ↑ 1 2 Tokovinin, A.; Kiyaeva, O. Distribuția de excentricitate a binarelor largi  (engleză)  // Anunțuri lunare ale Societății Regale Astronomice  : jurnal. - Oxford University Press , 2015. - Vol. 456 , nr. 2 . — P. 2070 . - doi : 10.1093/mnras/stv2825 . - . - arXiv : 1512.00278 .
19. ↑ k  Tucanae . Catalog Alcyone Bright Star . Consultat la 8 aprilie 2019. Arhivat din original pe 8 aprilie 2019.
20. ↑ Stele în termen de 20 de ani lumină de Kappa Tucanae:  (engleză) . Internet Stellar Database .

Link -uri