HD 32450

Componenta A
HD 32450 A
Tip de	pitic portocaliu
Amploarea aparentă	8,66 [7]
Mișcarea corectă
• ascensiunea dreaptă	−150,7 ± 2,8 [9] mas pe an
• declinaţie	−257,7 ± 2,7 [9] mas pe an
Mărimea absolută (V)	8,99 [b]
Clasa spectrală	=K7V [9]
Greutate	0,59 [10 ] M⊙
Rază	0,63 [11 ] R⊙
Codurile din cataloage BD -21 1051A , HD 32450A , GJ 185 A, LTT 16353, TYC 5912-481-1, WDS J05025-2115A [9]
SIMBAD	date

Componenta B
HD 32450B
Tip de	pitica rosie
Amploarea aparentă	10,60 [7]
Mișcarea corectă
• ascensiunea dreaptă	−150,7 ± 2,8 [12] mas pe an
• declinaţie	−257,7 ± 2,7 [12] mas pe an
Mărimea absolută (V)	10,93 [b]
Indice de culoare
• B−V	1,29 [12]
Greutate	0,37 [10 ] M⊙
Rază	0,39 [13 ] R⊙
Codurile din cataloage BD -21 1051B , HD 32450B , GJ 185 B, TYC 5912-481-2, WDS J05025-2115B [12]
SIMBAD	date

Informații în Wikidata ?

HD 32450 (cunoscut și sub numele de Gliese 185 ) este o stea dublă din constelația de sud a iepurelui . HD 32450 are o magnitudine aparentă de +8,317 m [2] și, conform scalei Bortle , nu este vizibil cu ochiul liber chiar și într-un loc excelent cu cer întunecat .

Din măsurătorile paralaxei obținute în timpul misiunii Hipparcos [1] , se știe că steaua se află la aproximativ 75,6 ly distanță . ani ( 23,16 buc ) de la Pământ . Steaua este observată la sud de 69 ° N. SH. , adică vizibil la sud de cca. Langeya ( Norvegia ), la sud de Peninsula Kola , Marea Pechora , Marea Kara , Golful Ob , Marea Siberiei de Est , Marea Beaufort , adică este vizibilă pe aproape întregul teritoriu al Pământului locuit , cu cu excepţia regiunilor polare din Arctica . Cel mai bun moment pentru a viziona este decembrie .

Viteza spațială medie a HD 32450 are componente (U, V, W)=(19,9, 7,28, 1,12) [16] , ceea ce înseamnă U= 19,9 km/s (deplasarea către centrul galactic ), V= 7,28 km/s (se mișcă în direcția de rotație galactică) și W= 1,12 km/s (se mișcă în direcția polului nord galactic ). În aproximativ 350.000 de ani , steaua se va apropia de Soare la o distanță de 14,8 sv. ani [17] , când va străluci cu o luminozitate de până la +6,81 m , adică cu luminozitatea cu care strălucește acum steaua HD 53143 sau, de exemplu, HD 170657 .

Orbita galactică a lui HD 23356 se află la o distanță de 22.300 ly. ani la 37.400 St. ani de centrul Galaxiei [18] .Peste cer, steaua se deplasează spre sud-vest [19] .

Denumirile componentelor ca HD 32450 AB și AC provin din convenția utilizată de Washington Visual Double Star Catalog (WDS) pentru sistemele stelare și adoptată de Uniunea Astronomică Internațională (IAU) [20] .

Proprietățile unei stele duble

HD 32450 este o pereche largă de stele: se poate observa printr-un telescop că acestea sunt două stele a căror luminozitate este de +8,66 m și +10,60 m [7] . Ambele stele sunt separate una de cealaltă printr-o distanță unghiulară de 1,062 ” [7] , ceea ce corespunde semiaxei majore a orbitei dintre însoțitorii de cel puțin 10,385 UA și o perioadă orbitală de cel puțin 43,55 ani [7] ( pentru comparație, raza orbitei lui Saturn este de 9,54 UA și perioada de revoluție este de 29,46 ani ). Steaua are o excentricitate destul de mare , care este egală cu 0,72 [7] .Astfel, în procesul de rotație una în jurul celeilalte , stelele se apropie apoi unele de altele la o distanță de 2,91 UA (adică aproximativ de orbita asteroidului Polygymni ( 2,87 AU ), apoi se deplasează la o distanță de 17,86 UA (adică aproximativ pe orbita lui Uranus ( 19,22 a.u. ) Înclinarea în sistem nu este foarte mare și se ridică la 60,7 ° [7] , așa cum se vede de pe Pământ ... Epoca periastronului , adică anul în care stelele s-au apropiat între ele la o distanță minimă - 1997 .

Dacă ne uităm de la HD 32450 A la HD 32450 B, atunci vom vedea o stea roșie care strălucește cu o luminozitate de la -18,3 m până la -14,4 m , adică cu o luminozitate de 171,5 până la 4,55 luni pe o lună plină , în funcție de asupra pozitiei stelei pe orbita ei. Mai mult , dimensiunea unghiulară a stelei (în medie) va fi - 0,02 ° [c] (în medie), adică de 25 de ori mai mică decât Soarele nostru. Pe de altă parte, dacă ne uităm de la HD 32450 B la HD 32450 A, vom vedea o stea portocalie care strălucește cu o luminozitate de la -20,27 m la -16,33 m , adică cu o luminozitate de la 1024 la 27,17 Luna în plină luna . Mai mult , dimensiunea unghiulară a stelei (în medie) va fi - 0,033 ° [c] , adică de 15,2 ori mai mică decât Soarele nostru. Parametrii mai precisi ai stelelor sunt prezentați în tabel:

	La periastron ( 2,91 AU )					La apoaster ( 17,86 AU )
	m	L	$L_{\bigodot }$ %	D″ [c]	$D_{\bigodot )$ %	m	L	$L_{\bigodot }$ %	D″ [c]	$D_{\bigodot )$ %
A→B	-18,3	171,5	0,043%	257	14,3%	-14,4	4,55	0,0011%	41.9	2,3%
B→A	-20.27	1024	0,26%	422,6	23,5%	-16.33	27.17	0,007%	68,9	3,8%
m este magnitudinea aparentă a stelelor ; L este luminozitatea, exprimată în luminozitățile Lunii la luna plină ; $L_{\bigodot }$ % - luminozitate, exprimată ca procent din luminozitatea Soarelui ; D″ este diametrul unghiular al stelei exprimat în secunde de arc (raza unghiulară a Soarelui este de 3600″); $D_{\bigodot )$ % este diametrul stelei exprimat ca procent din diametrul Soarelui ;

Stelele purtătoare de planete tind să aibă mai multă metalitate decât Soarele, dar HD 32450 are o valoare a metalicității de aproape jumătate din cea a Soarelui : conținutul său de fier în raport cu hidrogenul este de 45,7% [8] , sugerând că steaua provine din alte regiuni ale Galaxy , unde era mai puțin metal, și s-a născut într-un nor molecular din cauza unei populații stelare mai puțin dense și a mai puține supernove .

Proprietățile componentei A

HD 32450 A este un pitic cu o masă de 0,59 $M_{\bigodot }$ [10] . Nu se știe nimic mai mult despre stea, totuși, din teoria evoluției stelare se știe că stelele de masă similară ar trebui să fie pitici portocalii de tip spectral K7V [21] , ceea ce indică faptul că hidrogenul din miezul stelei încă servește ca un „combustibil” nuclear, adică steaua este situată pe secvența principală . Steaua, în acest caz, va radia energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 4060 K [21] , ceea ce îi va da culoarea portocalie caracteristică a unei stele de tip spectral K .

Datorită distanței mici până la stea, raza acesteia poate fi măsurată direct, iar prima astfel de încercare a fost făcută în 1969 [22] . Mărimea unghiulară a stelei a fost apoi estimată la 0,68 mas . Raza absolută a stelei a fost estimată în 1977 la 0,63 $R_{\bigodot )$ [11] , ceea ce corespunde foarte bine cu raza unei stele de tipul său spectral . Luminozitatea pentru o stea de tip spectral K7 ar trebui să fie de 0,042 $L_{\bigodot }$ [21] . Pentru ca o planetă similară cu Pământul nostru să primească aproximativ aceeași cantitate de energie pe care o primește de la Soare, ar trebui să fie plasată la o distanță de 0,32 UA. , adică aproximativ în orbita lui Mercur , a cărui rază orbitală este de 0,39 UA. Mai mult, de la o astfel de distanță, HD 32450 A ar părea de două ori mai mare decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ - 1,05 ° [c] ( diametrul unghiular al Soarelui nostru este de 0,5 °).

Viteza de rotație a HD 32450 A este de aproape trei ori mai mare decât cea a soarelui și este egală cu 5,4 km/s [8] , ceea ce dă perioada de rotație a stelei de 6,1 zile. Din păcate, vârsta actuală a sistemului nu este cunoscută, dar se știe că stelele cu o masă trăiesc pe secvența principală de ordinul a 43,8 miliarde de ani .

Proprietățile componentei B

HD 32450 B este un pitic cu masa de 0,37 $M_{\bigodot }$ [10] . Nu se știe mai nimic despre stea, totuși, din teoria evoluției stelare se știe că stelele cu o masă similară ar trebui să fie pitice roșii de tip spectral M3V [23] , ceea ce indică faptul că hidrogenul din miezul stelei încă servește. ca „combustibil” nuclear, adică steaua este situată pe secvența principală . Steaua, în acest caz, va radia energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 3250 K [23] , ceea ce îi va da culoarea roșiatică caracteristică a unei stele de tip spectral M .

Datorită distanței mici până la stea, raza acesteia poate fi măsurată direct, iar prima astfel de încercare a fost făcută în 1977 . Raza absolută a stelei a fost estimată la 0,39 $R_{\bigodot )$ [13] , ceea ce corespunde foarte bine cu raza unei stele de tipul său spectral . Luminozitatea pentru o stea de tip spectral K7 ar trebui să fie de 0,015 $L_{\bigodot }$ [23] . 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 0,12 UA. . Mai mult, de la o astfel de distanță, HD 32450 B ar părea de trei ori mai mare decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ - 1,7 ° [c] ( diametrul unghiular al Soarelui nostru este de 0,5 °).

Istoria studiului multiplicității stelelor

În 1929, un astronom american care lucra la Observatorul Astronomic din Africa de Sud , H.F. Donner, HF a descoperit că HD 32450 este cel puțin o stea binară , adică a descoperit componentele AB și stelele au fost catalogate ca DON 91 [d] . Apoi în 1964 F. Holden ing. Holden, F. s-a stabilit că steaua este triplă , adică s-a descoperit componenta AC și steaua a intrat în cataloage ca HLN 8 [e] . Conform Washington Catalog of Visual Binaries , parametrii acestor componente sunt prezentați în tabelul [24] :

Componentă	An	Numărul de măsurători	Unghiul de poziție	Distanța unghiulară	Mărimea aparentă a componentei I	Mărimea aparentă a componentei II
AB	1929	35	346°	0,5 inchi	8,66 m _	10,60 m
AB	2018	35	354°	0,9 inchi	8,66 m _	10,60 m
AC	1964	patru	29°	10,4 inchi	8,66 m _	11,20 m
AC	2015	patru	28°	32.00 inchi	8,66 m _	11,20 m

Rezumând toate informațiile despre stea, putem spune că steaua HD 32450 are un însoțitor (componenta AB), o stea de magnitudinea a 11-a, situată la o distanță unghiulară foarte mică , pe care s-a schimbat, deplasându-se pe o orbită eliptică , peste ultimii aproape 100 de ani și el este cu siguranță un adevărat partener.

În apropiere se află o stea de magnitudinea a 11-a (componenta AC), situată la o distanță unghiulară de 32 de secunde de arc , pentru care este cunoscut numărul de catalog - UCAC2 23288972 [25] . Steaua a cunoscut paralaxa și, judecând după aceasta, steaua se află la o distanță de aproximativ 2650 sv. ani , și, în consecință, nu este inclusă în sistemul HD 32450, fiind doar o vedetă de fundal întinsă pe raza vizuală.

Mediul imediat al vedetei

Următoarele sisteme de stele se află pe o rază de 20 de ani-lumină [26] față de steaua HD 32450 (sunt incluse doar stea cea mai apropiată, cea mai strălucitoare (<6,5 m ) și stelele 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):

Stea	Clasa spectrală	Distanta, St. ani
Gamma Hare	F6V	5.09
Delta Eridani	K0IV	11.17
GJ 3323	M4.0V	11.38
HD 36395	M1.5V	11.87
40 Eridani	K1eV	13.11
Pi³ Orion	F6V	13.32
G99-47	DAP8.9	13.79
82 Eridani	G8V	14.72
Gliese 250	K3V	15.06
58 Eridani	G1,5VH-05	16.00
Gliese 213	M4.0Vn	16.38
Steaua lui Kapteyn	sdM1	16.91
Kappa¹ Kita	G5Vv	17.58
HD 17925	K1V	18.03
Epsilon Eridani	K2V	18.75

În apropierea stelei, la o distanță de 20 de ani lumină , există încă 25 de pitici roșii , portocalii și galbene de tipuri spectrale G, K și M, precum și 5 pitice albe care nu au fost incluse în listă.

Note

Comentarii

↑ Distanța calculată din valoarea paralaxei dată
↑ 1 2 3 Mărimea absolută se calculează cu formula: , unde este mărimea aparentă, este distanța până la obiect în pc , 10 pc $M=m-5\lg {\frac {d}{d_{0))}$ $m$ $d$ $d_{0}=$
↑ 1 2 3 4 5 6 Diametrul unghiular (δ) se calculează folosind formula: $\delta =2\arctan \left({\frac {R_{\mathrm {S} }}{d_{\mathrm {S} }}}\right)$ , unde R S este raza stelei, exprimată în a.u. ; d S este distanța până la stea, exprimată în AU.
↑ DON - link către catalogul lui Donner, 91 - numărul de intrare în catalogul său
↑ HLN - link către catalogul lui Holden, 8 - numărul de intrare în catalogul său

Surse

↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. et al. Validarea noii reduceri Hipparcos // Astronomie și Astrofizică : jurnal . - 2007. - Vol. 474 , nr. 2 . - P. 653-664 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . - . - arXiv : 0708.1752 . Arhivat din original pe 2 aprilie 2016.
↑ 1 2 Koen, C.; Kilkenny, D.; van Wyk, F.; Marang, F. Observații UBV(RI) C JHK ale stelelor din apropiere selectate de Hipparcos (engleză) // Anunțuri lunare ale Societății Regale Astronomice : jurnal. - Oxford University Press , 2010. - Vol. 403 , nr. 4 . - P. 1949-1968 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.16182.x . — Cod .
↑ Nidever, David L.; Marcy, Geoffrey W.; Butler, R. Paul; Fischer, Debra A .; Vogt, Steven S. Radial Velocities for 889 Late-Type Stars // The Astrophysical Journal : journal. - Editura IOP , 2002. - Vol. 141 , nr. 2 . — P. 503 . - doi : 10.1086/340570 . - Cod . - arXiv : astro-ph/0112477 .
↑ Henry, Todd J.; Walkowicz, Lucianne M.; Barto, Todd C.; Golimowski, David A. Cartierul solar. VI. Noi stele din apropiere au fost identificate prin spectroscopie optică // The Astronomical Journal : jurnal. - Editura IOP , 2002. - Vol. 123 , nr. 4 . - P. 2002-2009 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/339315 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0112496 .
↑ 1 2 Mermilliod, J.-C. Compilation of Eggen's UBV data, transformate to UBV (nepublished ) // Catalog of Eggen's UBV Data language=en : journal. - 1986. - . Arhivat din original pe 8 decembrie 2019.
↑ 1 2 Gaia DR2 2974726131970829952 . Gaia DR2 (Gaia Collaboration, 2018) .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Al șaselea catalog al orbitelor stelelor binare vizuale . Observatorul Naval al Statelor Unite . Data accesului: 19 ianuarie 2020. Arhivat din original la 1 august 2017.
↑ 1 2 3 HD 32450 -- Steaua dublă sau multiplă , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HD+32450 > . Preluat la 9 decembrie 2019. Arhivat 29 iunie 2020 la Wayback Machine
↑ 1 2 3 4 HD 32450A -- High proper-motion Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40751993&Name= HD%20% 2032450A&submit=submit > . Preluat la 8 decembrie 2019.
↑ 1 2 3 4 Ward-Duong, K.; Răbdare, J.; De Rosa, RJ; Bulger, J.; Rajan, A.; Goodwin, S. P.; Parker, RJ; McCarthy, DW; Kulesa, C. Sondajul M-dwarfs in Multiples (MINMS) - I. Multiplicitate stelară printre stelele cu masă joasă în limita a 15 pc // Notificări lunare ale Societății Regale Astronomice : jurnal . - Oxford University Press , 2015. - Vol. 449 , nr. 3 . — P. 2618 . - doi : 10.1093/mnras/stv384 . - Cod . - arXiv : 1503.00724 .
↑ 1 2 CADARS intrare catalog: recno= 2214 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
↑ 1 2 3 4 HD 32450B -- High proper-motion Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40751994&Name= HD%20% 2032450B&submit=submit > . Preluat la 8 decembrie 2019.
↑ 1 2 CADARS intrare catalog: recno= 2215 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
↑ Gaidos E., Mann A. W., Lépine S., Buccino A., James D., Petrucci R., Hilton E. J. Trumpeting M Dwarfs with CONCH-SHELL: a catalog of nearly cool host-stars for habitable exoplanets and life ) // Lun. Nu. R. Astron. soc. / D. Floare - OUP , 2014. - Vol. 443, Iss. 3. - P. 2561-2578. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STU1313 - arXiv:1406.7353
↑ Schröder C., Reiners A., Schmitt J. H. M. M. Emisia Ca II HK în stele cu rotație rapidă // Astron . Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2009. - Vol. 493, Iss. 3. - P. 1099-1107. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:200810377
↑ Donner 91 . Internet Stellar Database .
↑ García-Sánchez, J.; Weissman, P. R.; Preston, R.A.; Jones, D.L.; Lestrade, J.-F.; Latham, DW; Stefanik, R.P.; Paredes, JM Întâlniri stelare cu sistemul solar // Astronomie și astrofizică : jurnal . - 2001. - Vol. 379 , nr. 2 . - P. 634-659 . - doi : 10.1051/0004-6361:20011330 . - Cod biblic . Vezi Tabelul 4, p. 644.
↑ Gliese 185 (HIP 23452) (engleză) (downlink) . Arhivat din original pe 23 decembrie 2019.
↑ HD 32450 Fapte . Ghidul Universului .
↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. (2010), Despre convenția de numire utilizată pentru sisteme stelare multiple și planete extrasolare, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
↑ 1 2 3 Tabele Kieli Star . Calstatala (2007). Arhivat din original pe 17 martie 2008. (nedefinit)
↑ Intrare catalog CADARS: recno= 2216 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
↑ 1 2 3 Kaltenegger, L.; Traub, WA Tranzitele planetelor asemănătoare Pământului // The Astrophysical Journal : op. științific revista . - Editura IOP , 2009. - Vol. 698 , nr. 1 . - P. 519-527 . - doi : 10.1088/0004-637X/698/1/519 . - Cod biblic .
↑ DON 91: intrare în catalogul Washington Double Star Catalog . Preluat la 19 ianuarie 2020. Arhivat din original la 1 mai 2022.
↑ (engleză) UCAC2 23288972 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , . Preluat la 28 decembrie 2019.
↑ Stele în termen de 20 de ani lumină de Mu Cygni: (engleză) . Internet Stellar Database .

Link -uri

Imagine HD 32450

Stelele constelației Hare
Bayer	α β γ δd:Q5175876 εd:Q2635151 ζ η θd:Q5175911 vd:Q430694 κd:Q5175897 λd:Q6481130 μ vd:Q10338102
Flamsteed	unud:Q66477183 2d:Q2635151 3d:Q430694 patrud:Q5175897 5 6d:Q6481130 7d:Q10338102 optd:Q5653086 9 zeced:Q66476633 unsprezece 12d:Q66476635 13 paisprezece cincisprezeced:Q5175876 16 17d:Q3281046 optsprezeced:Q5175911 19d:Q66477194
Variabile	R Sd:Q15939582 T Ud:Q55101044 Vd:Q55101046 Wd:Q55101051 Xd:Q55101094 Yd:Q55101104 Zd:Q55101082 RXd:Q5175907 R.Y.d:Q86670476 SSd:Q3281046 TUd:Q12068708 TXd:Q80723034 UVd:Q12069136 XXd:Q12069024 YYd:Q10850089 YZd:Q80723034 ACd:Q5653539 AFd:Q5653615 AHd:Q5653637 AKd:Q10850023 AOd:Q80706946 TOPORd:Q80121748 AYd:Q80722580
sisteme planetare	PĂLĂRIE-6d:Q83221917 HD 31527 HD 33142 HD 33283d:Q1518516 HD33844 HD 39855d:Q66610529 NGTS-10d:Q113990575 TOI-421d:Q84211540 TOI-431d:Q84216996 TOI-892d:Q93442387 TOI-942d:Q86399990 TOI-5153d:Q93586278 WASP-49 WASP-61 Gliese 229
Alte	2MASS J0523-1403 HD 32450
Lista stelelor din constelația Hare