Lambda Balanță

Lambda Balanță (λ Libra, Lambda Librae, λ Librae , abreviat Lambda Lib, λ Lib ) este o stea multiplă [c] din constelația zodiacală Balanță . Lambda Balanței se află aproape pe ecliptică , deci poate fi acoperită de Lună și (rar) planete .

Lambda Balanță are o magnitudine aparentă de +5,03 m [2] și , conform scalei Bortle , este vizibilă cu ochiul liber pe cerul strălucitor suburban .  Din măsurătorile paralaxei obținute în timpul misiunii Gaia [4] , se știe că steaua se află la aproximativ 381  de distanță . ani ( 116  buc ) de la Pământ . La o asemenea distanță, magnitudinea stelară aparentă a acestui sistem scade datorită absorbției interstelare de către praful interstelar cu 0,22 m [5] . Steaua este observată la sud de 70 ° N. SH. , adică steaua este vizibilă la sud de insulele Troms , Vaigach , Peninsula Yamal și Insula Baffin . Cel mai bun moment pentru observare este mai [15] .

Lambda Balanța se mișcă destul de lent în raport cu Soare : viteza sa heliocentrică radială este de 6  km/s [15] , ceea ce reprezintă 60% din viteza stelelor locale ale discului galactic și înseamnă, de asemenea, că steaua se îndepărtează de Soare. Steaua se apropia de Soare la o distanță de 360,59  sv. ani în urmă cu 0,938  milioane de ani [16] , când și-a mărit luminozitatea cu 0,12 m până la o valoare de 4,91 m (adică steaua strălucea aproximativ ca Psi 1 Aurigae strălucește acum). Pe cer, steaua se deplasează spre sud-vest [17] , trecând prin sfera cerească de la 0,0286  secunde de arc pe an.

Viteza spațială medie a Lambda Balanței are componentele (U, V, W)=(-1,3, −13,6, −6,7) [16] , ceea ce înseamnă U= −1,3  km/s (se îndepărtează de centrul galactic ), V = −13,6  km/s (deplasarea în sens invers direcției de rotație galactică) și W= −6,7  km/s (deplasarea către polul galactic sudic ).

Lambda Librae ( latinizat Lambda Librae ) este desemnarea lui Bayer pentru  stea în 1603 [17] . Deși steaua are denumirea λ ( Lambda  este a 11-a literă a alfabetului grecesc ), totuși, steaua în sine este a 17-a cea mai strălucitoare din constelație . 45 Balanță ( latinizat 45 Balanță ) este denumirea lui Flamsteed [17] . 

Proprietățile unui sistem multiplu

Lambda Libra Aa și Ab sunt o pereche foarte îngustă de binare spectroscopice în care componentele sunt separate între ele printr-o distanță unghiulară de 1.610  mas [9] , care corespunde semi-axei ​​majore a orbitei dintre însoțitorii a cel puțin 0,18412  AU. iar perioada de circulatie egala cu 14,4829  zile. [9] , adică steaua se află la o distanță de 39,59  (pentru comparație, raza orbitei lui Mercur este de 0,39  UA și perioada de revoluție este de 87,969  zile ). Orbita are o excentricitate foarte mare , care este egală cu 0,27 [8] . Astfel, în procesul de rotație unul în jurul celuilalt, stelele se apropie apoi unele de altele la o distanță de 0,13  UA. ( 28,9  ), apoi sunt îndepărtate la o distanță de 0,23  UA. ( 50,28  ).

Steaua este ușor variabilă: în timpul observațiilor, luminozitatea stelei se modifică cu 0,02 m , fluctuând în jurul valorii de 5,03 m [21] , fără nicio periodicitate (cel mai probabil steaua sau stelele au mai multe perioade), tipul de variabilă este definită ca o variabilă elipsoidală . Mai mult, stelele sunt situate atât de aproape, încât Lambda Libra Aa și Lambda Libra Ab „fac” sateliții lor stele elipsoidale, forțându-le să se întindă în direcția lor.

Vârsta stelei Lambda Balanță este definită ca fiind de 282  de milioane de ani [5] , se știe și că stelele cu masa de 3,67  [9] trăiesc pe secvența principală de ordinul a 0,262  miliarde de ani , apoi un astfel de convoi Lambda Balanță În curând, în câteva zeci de milioane de ani, Aa va deveni o gigantă roșie , iar apoi, scăzând învelișurile exterioare, va deveni o pitică albă . Mai mult, în această fază a existenței sale, cel mai probabil va absorbi Lambda Libra Ab, producând posibil un fulger similar cu o nouă stea .

Există dovezi că există o a treia componentă în sistem, despre care nu se știe nimic [9] . Sistemul este o sursă de raze X [22] , iar steaua însăși este un posibil membru al asociației Scorpio-Centaurus OB [23] .

Proprietățile componentei Aa

Lambda Balanța Aa, judecând după masa sa, care este calculată după legile lui Kepler și este egală cu 3,67  [9] , s-a născut ca pitică de tip spectral B8V. Atunci raza sa a fost de aproximativ 3,0  , iar temperatura sa efectivă a fost de aproximativ 11400  K [24] , dar apoi, în procesul de evoluție, steaua și-a mărit ușor raza și s-a răcit. De asemenea, indică faptul că hidrogenul din miezul stelei servește drept „combustibil” nuclear, adică steaua se află în secvența principală , cu toate acestea, steaua, aparent, va abandona „arderea” hidrogenului în miez, dacă nu s-a întâmplat deja. Steaua radiază energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 9455  K [4] , ceea ce îi conferă o culoare caracteristică alb-albastru. Luminozitatea sa este de 743  [11] , deși conform legii Stefan-Boltzmann , luminozitatea sa este de 109  , ceea ce poate indica și finalizarea evoluției stelare și trecerea la stadiul subgigant .

Datorită luminozității ridicate a unei stele, raza acesteia poate fi măsurată direct, iar prima astfel de încercare a fost făcută în 1972 și, deoarece steaua este binară, cel mai probabil a fost măsurată raza celei mai strălucitoare componente. Datele despre această măsurătoare sunt date în tabel:

An	m	Spectru	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
1972	5.02	B3V	0,22	3.9	[25]
1979	5.03	B2.5V	0,21	3.2	[26]

Raza sa este estimată în prezent la 3,9  [10] .

Cunoscând masa și raza stelei, putem calcula că steaua are o gravitație de suprafață caracteristică unei stele pitice / subgigant - 3,84  CGS [11] sau 69,2 m/s² , ceea ce reprezintă 25% din valoarea solară ( 274,0 m/). s² ).

Lambda Balanță Aa are o metalicitate semnificativ mai mică decât Soarele și egală cu - 0,27 [11] , adică 54% din valoarea solară, ceea ce sugerează că steaua „a venit” din alte regiuni ale Galaxiei , unde a existat mult. de metale și s-a născut într-un nor molecular din cauza unei populații stelare mai puțin dense și a mai puține supernove . Lambda Libra Aa se rotește cu o viteză de 77,5 ori mai mare decât cea a soarelui și egală cu 155  km/s [12] , ceea ce conferă stelei o perioadă de rotație de cel puțin 1,3  zile .

Este, de asemenea, o stea deosebită săracă în heliu [27] . Este o stea potențială asemănătoare Vega , ceea ce înseamnă că prezintă un exces de radiație infraroșie caracteristică discului rămas [28] .

Proprietățile componentei Ab

Lambda Libra Ab, judecând după masa sa, care este calculată conform legilor lui Kepler și este egală cu 2,04 [9] , s-a născut ca o pitică de tip spectral A3V [29] (adică steaua se va asemăna cu Fomalhaut în caracteristici ), ceea ce indică faptul că hidrogenul din miezul stelei servește drept „combustibil” nuclear, adică steaua se află în secvența principală . Steaua radiază energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 8000  K [29] , ceea ce îi conferă culoarea alb-gălbuie caracteristică unei stele de tip spectral A . Raza unor astfel de stele este estimată la 2  [29] . Cunoscând raza și temperatura stelei și folosind legea Stefan-Boltzmann , puteți afla că luminozitatea stelei este de 14,7  . Magnitudinea absolută a unor astfel de stele este de 1,7 m , astfel încât magnitudinea aparentă la o distanță de 381  sv. ani va fi de aproximativ 6,95 m , dar nu va fi vizibil deoarece lumina sa va fi complet eclipsată de satelitul său.

Note

1. ↑ Distanța calculată din valoarea paralaxei dată
2. ↑ Mărimea stelară absolută se calculează cu formula: , unde este magnitudinea stelară aparentă, este distanța până la obiect în pc , 10 pc
3. ↑ Componentele unei stele nu sunt vizibile printr-un telescop , dar pot fi studiate folosind un spectrograf

1. ↑ 1 2 3 4 van Leeuwen, F. ( noiembrie 2007 ), Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/ 0004-63781:570 
2. ↑ 1 2 3 4 Gutierrez-Moreno, Adelina & Moreno, Hugo ( iunie 1968 ), A photometric investigation of the Scorpio-Centaurus association , Astrophysical Journal Supplement  vol . 15:459 , DOI 10.1086/190168 
3. ↑ de Bruijne, JHJ & Eilers, A.-C. ( octombrie 2012 ), Viteze radiale pentru proiectul HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) V. 546: 14, A61 , DOI 10.1051/0004-6361/20121921 
4. ↑ 1 2 3 4 Brown, AGA; et al. ( August 2018 ), Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties , Astronomy & Astrophysics  (English) V. 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2 record for this source (FR) . vizir.u-strasbg.fr . Preluat la 24 iunie 2021. Arhivat din original la 15 august 2021. la Vizir   
5. ↑ 1 2 3 4 Gontcharov, GA ( noiembrie 2012 ), Spatial distribution and kinematics of OB stars , Astronomy Letters  (engleză) vol. 38 (11): 694–706 , DOI 10.1134/S106377371211 
6. ↑ Houk, Nancy & Smith-Moore, M. (1978), Michigan catalog of two-dimensional spectral types for the HD stars , voi. 4, Ann Arbor: Departamentul. de Astronomie, Universitatea din  Michigan 
7. ↑ Hoffleit, Dorrit (1996), A Catalog of Correlations Between Eclipsing Binaries and Other Categories of Double Stars, The Journal of the American Association of Variable Star Observers vol  . 24(2): 105–116 
8. ↑ 1 2 3 4 5 Pourbaix, D.; Tokovinin, A.A.; Batten, AH & Fekel, FC (2004), S B 9 : Al nouălea catalog al orbitelor binare spectroscopice , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) Vol . 424 (2): 727 , DOI 10.1051/0004-6361:20041213 
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Catalog de stele multiple (HIP => 77811  ) . A.Tokovinin.
10. ↑ 1 2 Pasinetti Fracassini, LE; Pastori, L.; Covino, S. & Pozzi, A. ( bruary 2001 ), Catalog of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) - Ediția a treia - Comentarii și statistici , Astronomie și Astrofizică  (Eng.) vol. 367: 521–524 , DOI 10.1051/0004-6361:20000451 
11. ↑ 1 2 3 4 5 Hohle, MM; Neuhäuser, R. & Schutz, BF ( aprilie 2010 ), Mase și luminozități ale stelelor de tip O și B și ale supergiantilor roșii , Astronomische Nachrichten  (engleză) vol. 331 (4): 349 , DOI 10.1002/asna.200911355 
12. ↑ 1 2 Abt, Helmut A.; Levato, Hugo & Grosso, Monica (2002), Rotational Velocities of B Stars , The Astrophysical Journal vol  . 573: 359 , DOI 10.1086/340590 
13. ↑ *lam Lib -- Binar spectroscopic  . Centre de Données astronomiques din Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Preluat la 31 iulie 2020. Arhivat din original la 5 noiembrie 2020.
14. ↑ 1 2 Simón-Díaz S. , Godart M., Castro N. , Aerts C., Puls J., Telting J., Grassitelli L., Herrero A. The IACOB project . III. Noi indicii observaționale pentru a înțelege extinderea macroturbulente în stele masive de tip O și B  (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2016. - Vol. 597.—P. 22–22. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201628541 - arXiv:1608.05508
15. ↑ 12 H.R. 5902 . Catalogul Stelelor Luminoase . Preluat la 31 iulie 2020. Arhivat din original la 22 ianuarie 2020. (Rusă)
16. ↑ 1 2 Anderson, E. & Francis, cap. (2012), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters  (english) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=77558 (franceză) . vizir.u-strasbg.fr . Preluat: 24 iunie 2021.   
17. ↑ 1 2 3 Lambda Librae (45 Librae) Star  Facts . Ghidul Universului . Arhivat din original pe 5 iunie 2021.
18. ↑ Date de bază (System:865+1  ) . D.Pourbaix . sb9.astro.ulb.ac.be . Preluat: 24 iunie 2021. (nedefinit) .
19. ↑ Date de bază (System:865+3  ) . D.Pourbaix . sb9.astro.ulb.ac.be . Preluat: 24 iunie 2021. (nedefinit) .
20. ↑ Date de bază (System:865+3  ) . D.Pourbaix . sb9.astro.ulb.ac.be . Preluat: 24 iunie 2021. (nedefinit) .
21. ↑ lam  Lib . GAISH .
22. ↑ Berghoefer, TW; Schmitt, JHMM & Cassinelli, JP ( septembrie 1996 ), Catalogul de sondaj ROSAT pe tot cerul al stelelor de tip OB luminoase optic, Supliment  pentru astronomie și astrofizică (Eng.) vol. 118: 481–494 
23. ↑ l Balanțe  . Catalog Alcyone Bright Star . Preluat la 31 iulie 2020. Arhivat din original la 10 martie 2016.
24. ↑ Silaj , J.; Jones, C.E.; Sigut, TAA & Tycner, C. ( noiembrie 2014), The Hα Profiles of Be Shell Stars , The Astrophysical Journal vol . 795 (1): 12, 82 , DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82   
25. ↑ Pasinetti Fracassini, LE; Pastori, L.; Covino, S. & Pozzi, A. ( bruary 2001 ), Catalog of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) - Ediția a treia - Comentarii și statistici , Astronomie și Astrofizică  (Eng.) vol. 367: 521–524 , DOI 10.1051/0004-6361:20000451 Intrare catalog CADARS: recno=6890 (fr.) . webviz.u-strasbg.fr . Recuperat la 24 iunie 2021. la VizieR (fr.) . webviz.u-strasbg.fr . Preluat la 24 iunie 2021. Arhivat din original la 12 octombrie 2020.    
26. ↑ Pasinetti Fracassini, LE; Pastori, L.; Covino, S. & Pozzi, A. ( bruary 2001 ), Catalog of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) - Ediția a treia - Comentarii și statistici , Astronomie și Astrofizică  (Eng.) vol. 367: 521–524 , DOI 10.1051/0004-6361:20000451 Intrare catalog CADARS: recno=6889 (fr.) . webviz.u-strasbg.fr . Recuperat la 24 iunie 2021. la VizieR (fr.) . webviz.u-strasbg.fr . Preluat la 24 iunie 2021. Arhivat din original la 12 octombrie 2020.    
27. ↑ Renson, P. & Manfroid, J. ( mai 2009 ), Catalog of Ap, HgMn and Am stars , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 498 (3): 961–966, doi : 10.1051/0004-6361/ 200810788 , < https://zenodo.org/record/890529/files/article.pdf > Arhivat 15 septembrie 2020 la Wayback Machine 
28. ↑ Saffe, C.; Gomez, M.; Pintado, O. & González, E. ( octombrie 2008 ), Spectroscopic Metallicities of Vega-like stars , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 490 (1): 297–305 , DOI 10.1051/0004-6361:200810260 
29. ↑ 1 2 3 Adelman, SJ Proprietățile fizice ale stelelor normale  // Uniunea Astronomică Internațională  : jurnal  . - 2005. - Vol. 2004 _ - doi : 10.1017/S1743921304004314 .

Link -uri

•  Imagine Balanță Lambda . aladin.u-strasbg.fr . Preluat: 24 iunie 2021.
•  Imagini Balanță Lambda . www.wikisky.org . Preluat: 24 iunie 2021.