Nu Octanta

Ba Nu Octant; ν Octant, Nu Octantis, ν Octantis, Nu Oct, ν OCT
CCDM J21415-7723AB , FK5 810 , HD 205478 , HIC 107089 , HIP 107089 , HR 8254 , IRAS 2133682 , JOSS482 , MASS482 , 2133682 , 2133682 , 107089 , 2MASS J2148, 2MASS BORCANES GC 30289, GCRV 13593, GJ 9744, LTT 8619, N30 4773, PLX 5201, TD1 28250, TYC 9478-14823-1 8619, 1482-1483-1 J6UBV23-1 J7273-15

Informații în baze de date

SIMBAD

date

Sistem stelar

O stea are 2 componente,
parametrii acestora sunt prezentați mai jos:

Componenta A
Nu Octanta A
Tip de	gigant portocaliu
Greutate	1,61 [5 ] M⊙
Rază	5,9 [9] 5,81 ± 0,12 [5] R ⊙
Temperatura	4860 ± 40 [10] K
Luminozitate	17,53 [2] L ⊙
metalicitatea	+ 0,18 ± 0,04 [5]
Rotație	2,0 km/s [5]

Componenta B
Nu Octanta B
Tip de	pitic portocaliu
Greutate	0,585 [5 ] M⊙

Surse: [11]

Informații în Wikidata ?

Nu Octantis (ν Oktant, Nu Octantis, ν Octantis , prescurtat nu Oct, ν Oct ), este o stea binară spectrală din constelația de sud Octant . Nu Octanta are o magnitudine aparentă de +3,73 m [2] și, conform scalei Bortl , este vizibilă cu ochiul liber chiar și pe cerul din interiorul orașului .

Din măsurătorile paralaxei obținute în timpul misiunii Gaia [4] , se știe că steaua se află la aproximativ 63,3 distanță . ani ( 19,4 buc ) de la Pământ . Steaua este observată la sud de 13 ° N. SH. , adică vizibil la sud de lac. Ciad , la sud de Karnataka ( India ), aproximativ. Mindoro , oh. Bequia (arh. Grenadine ), la sud de stratovulcanul Cosiguin ( Nicaragua ) și Golful Fonseca . Vizibil în regiunea circumpolară de sud a cerului pe tot parcursul anului [8] .

Nu Octanta se mișcă foarte repede în raport cu Soarele : viteza sa heliocentrică radială este aproape egală cu 34 km/s [8] , care este de peste 3 ori viteza stelelor locale ale discului galactic și înseamnă, de asemenea, că steaua se îndepărtează de Soare . Steaua s-a apropiat de Soare la o distanță de 41 sv. acum 396.000 de ani , când avea o luminozitate de până la 2,59 m (adică strălucea aproximativ așa cum strălucește Delta Leului acum). Pe cer, steaua se deplasează spre sud-est [15] .

Viteza spațială medie a lui Nu Octant are componente (U, V, W)=(6,4, −39,8, −12,3) [16] , ceea ce înseamnă U= 6,4 km/s (se deplasează spre centrul galactic ), V = −39,8 km/s (deplasarea contra direcției de rotație galactică) și W= −12,3 km/s (deplasarea către polul sud galactic ). Orbita galactică a lui Nu Octant se află la o distanță de 19.788 ly. ani până la 28 316 St. ani de centrul Galaxiei [16] .

Numele stelei

Nu Octantis ( latinizarea Nu Octantis ) este denumirea Bayer dată stelei de Lacaille în 1754 [15] . Deși steaua are denumirea ν ( Nu este a 13-a literă a alfabetului grecesc ), steaua în sine este prima cea mai strălucitoare din constelație .

Denumirile componentelor ca Nu Octant AB provin din convenția utilizată de Washington Visual Double Star Catalog (WDS) pentru sistemele stelare și adoptată de Uniunea Astronomică Internațională (IAU) [17] .

Proprietățile unei stele duble

Nu Octanta este o pereche de stele destul de apropiată (stelele nu sunt vizibile printr-un telescop ). Ambele stele sunt separate una de cealaltă printr-o distanță unghiulară de 0,052 ″ [8] , care corespunde semi-axei majore a orbitei dintre însoțitorii de cel puțin 2,63 UA. [5] și o perioadă de circulație de cel puțin 1051 de zile. [5] sau 2,88 ani (pentru comparație, raza orbitei asteroidului Fidesz este de 2,64 UA și perioada de revoluție este de 4,3 ani (o perioadă atât de mare de revoluție se datorează faptului că Soarele are o masă mai mică decât steaua Nu Octanta A)). Orbita are o excentricitate destul de mare , care este egală cu 0,2368 [5] (aproape de două ori mai mare decât cea a aceluiași asteroid Fidesz ). Astfel, în procesul de rotație unul în jurul celuilalt, stelele se apropie apoi unele de altele la o distanță de 2,00 UA. , apoi sunt îndepărtate la o distanță de 3,25 UA. Înclinarea în sistem este destul de mare și se ridică la 70,8 ° [5] .

Dacă ne uităm de la Nu Octant B la Nu Octant A, atunci vom vedea o stea portocalie care strălucește cu o luminozitate de −27,41 m , adică cu o luminozitate de 1,85 din luminozitatea Soarelui (în medie, în funcție de poziţia stelei pe orbită). Mai mult , dimensiunea unghiulară a stelei (în medie) va fi - ~ 1,20 ° [b] , adică dimensiunea unghiulară a stelei este de aproape 2,4 ori mai mare decât dimensiunea unghiulară a Soarelui nostru . Pe de altă parte, dacă ne uităm de la Nu Octant A la Nu Octant B, vom vedea o stea portocalie care strălucește cu o luminozitate de −21,91 m , adică cu o luminozitate de 0,01 din luminozitatea Soarelui . Mai mult , dimensiunea unghiulară a stelei (în medie) va fi - ~ 0,11 ° [b] , ceea ce reprezintă 22,3% din diametrul Soarelui nostru . Parametrii mai precisi ai stelelor sunt prezentați în tabel:

	În periastron ( 2,00 AU )				La apoaster ( 3,25 AU )
	m	$L_{\bigodot }$	D° [b]	$D_{\bigodot )$ %	m	$L_{\bigodot }$	D° [b]	$D_{\bigodot )$ %
A→B	-22,51	0,02	0,16	32%	-21.45	0,007	0,1	douazeci la suta
B→A	-28.01	3.20	1,57	314%	-26,95	1.21	0,97	193,5%
m este magnitudinea aparentă a stelelor ; $L_{\bigodot }$ - luminozitatea, exprimată în luminozităţi ale Soarelui ; D° este diametrul unghiular al stelei exprimat în grade (diametrul unghiular al Soarelui este de 0,5°); $D_{\bigodot )$ % este diametrul stelei exprimat ca procent din diametrul Soarelui ;

Proprietățile componentei A

Nu Octanta A - judecând după tipul său spectral K1III [6] [c] este un gigant portocaliu , adică în loc de hidrogen , heliul servește deja drept „combustibil” nuclear în miezul stelei , iar steaua însăși a părăsit secvența principală . . Steaua, în acest caz, va radia energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură de aproximativ 4860 K [10] , ceea ce îi va da culoarea portocalie caracteristică a unei stele de tip spectral K .

Masa unei stele în secolul al XX-lea a fost determinată ca 1,04 $M_{\bigodot }$ [9] . Cu toate acestea, deja în secolul 21 , după o măsurare mai precisă a orbitei, conform legilor lui Kepler , masa acesteia a început să fie considerată egală cu 1,61 $M_{\bigodot }$ [5] . Și asta înseamnă că, pe baza teoriei evoluției stelare, steaua și-a început viața ca o stea secvență principală din clasa spectrală A și mai precis A9V [20] . Astfel, atunci raza sa ar fi trebuit să fie egală cu 1,55 $R_{\bigodot )$ , iar temperatura suprafeței sale ar fi trebuit să fie de aproximativ 7100 K [20] . Luminozitatea stelei era atunci de 5,5 $L_{\bigodot }$ . 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 2,35 UA . e. , dar în acest sistem stelar acest lucru este imposibil. Deci, în prezent, steaua evoluează: raza ei crește, iar temperatura de suprafață scade.

Datorită distanței mici până la stea, raza acesteia poate fi măsurată direct, iar prima astfel de încercare a fost făcută în 1967 [21] , iar din moment ce steaua este binară , cel mai probabil a fost măsurată raza celei mai strălucitoare componente. Datele despre aceste măsurători sunt date în tabel.

Raza stelei Nu Octanta, măsurată direct

An	m	Spectru	D ( mas )	R abs ( ) $R_{\bigodot )$	Comm.
1967	3,75	K0III	—	7.6	[21]
1969	3.29	K0III	2.9	12	[22]

Acum știm că raza este 5,9 $R_{\bigodot )$ [9] , adică măsurarea din 1967 a fost cea mai adecvată, dar nu precisă. Luminozitatea lui Nu Octant A este de 17,53 $L_{\bigodot }$ [2] , ceea ce nu este prea mult pentru un gigant adevărat .

Gravitația de suprafață , a cărei valoare este 2,0 CGS [5] sau 100 m/s 2 , adică de 2,74 ori mai mică decât pe Soare ( 274,0 m/s 2 ). de asemenea, indică faptul că steaua are loc pentru evoluție, mai are câteva zeci de milioane de ani de viață înainte, deoarece gravitația la suprafață a giganților roșii este de ~ 1,5 cgs . Viteza de rotație a lui Nu Octant A este în general solară și egală cu 2,0 km/s [5] , ceea ce dă perioada de rotație a stelei 153,4 sau aproximativ 5 luni .

Din păcate, vârsta actuală exactă a sistemului nu este cunoscută, care este definită ca fiind 2,5-3 miliarde [ 5 ] , dar se știe că stelele cu masa de 1,61 $M_{\bigodot }$ trăiesc pe secvența principală timp de aproximativ 2,64 miliarde de ani . Astfel, în câteva zeci de milioane de ani, Nu Octanta A va deveni un gigant roșu . Mai mult, în această fază a existenței sale, poate absorbi Nu Octant B, făcând posibil un fulger asemănător cu o nouă stea , iar apoi, scăzând învelișul său exterioară, va deveni o pitică albă .

Proprietățile componentei B

Steaua Nu Octanta B, judecând după masa sa, care este egală cu 0,585 $M_{\bigodot }$ [5] , este o pitică portocalie din clasa spectrală , cel mai probabil, K8V, adică hidrogenul din miezul stelei servește drept „combustibil” nuclear. iar steaua în sine este în secvența principală . Steaua radiază energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură de aproximativ 4000 K , ceea ce îi va da o culoare portocalie caracteristică.Raza sa ar trebui să fie de aproximativ 0,6 $R_{\bigodot )$ , iar luminozitatea de aproximativ 0,1 $L_{\bigodot }$ [23] .

Sistem planetar

În 2009, s-a emis ipoteza că sistemul conține cel puțin o exoplanetă , pe baza perturbațiilor din perioada orbitală [10] . O soluție simplă a fost rapid exclusă [24] , dar o orbită retrogradă rămâne o soluție posibilă, deși modificările spectrului s-ar putea datora în schimb secundarului însuși fiind un sistem binar apropiat [25] așa cum ar fi formarea planetară într-un astfel de sistem. dificil din cauza perturbaţiilor dinamice [26] .

Astfel, Nu Octanta are o planetă neconfirmată, o gigantă gazoasă cu denumirea Nu Octanta b [27] . Tulburările în spectrul stelei mai mari sugerează că planeta orbitează în jurul stelei părinte în 1,14 ani la o distanță de 1,3 UA. Masa sa aproximativă este de 2,1 mase Jupiter [5] [28] . Excentricitatea orbitală este de patru ori mai mică decât cea a Nu Octant B și este egală cu 0,086.

Dacă luăm întregul sistem Nu Octant, vom vedea că cele două obiecte „ rezonează ” într-un raport de 2:5: planeta face 5 rotații în jurul Nu Octant A, iar Nu Octant B face 2 rotații. O astfel de planetă ar avea o orbită extrem de instabilă și este greu de văzut cum ar putea exista (spre deosebire de cazul lui 16 Cygnus B b , unde cele două stele sunt mult mai îndepărtate). Există și alte posibilități de perturbări spectrale, iar realitatea planetei nu a fost încă confirmată [29] .

Istoria studiului multiplicității stelelor

În 1978, astronomii englezi Morgan, Beddos, Skaddan și Daimty Eng. Morgan BL, Beddoes DR, Scaddan RJ și Dainty JC au descoperit dualitatea Nu Octant folosind interferometria speckle , adică componenta AB a fost descoperită și stelele au intrat în cataloage ca BLM 6 [d] . Conform Washington Catalog of Visual Binaries , parametrii acestor componente sunt prezentați în tabelul [30] :

Componentă	An	Numărul de măsurători	Unghiul de poziție	Distanța unghiulară	Mărimea aparentă a componentei I	Mărimea aparentă a componentei II
AB	1976	unu	331°	0,1 inchi	3,73 m _	—

Rezumând toate informațiile despre stea, putem spune că steaua Nu Octant are un satelit (componenta AB), o stea situată la o distanță unghiulară foarte mică , pe care o modifică atunci când se deplasează pe o orbită eliptică și este, fără îndoială, un adevărat însoțitor. .

Mediul imediat al vedetei

Următoarele sisteme stelare se află la o rază de 20 de ani lumină [31] de stele Nu Octanta (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):

Stea	Clasa spectrală	Distanta, St. ani
Gliese 818.1	F9.5V	9,57
HD 1237	G6V	14.46
AY indian	M2eV	17.34

În apropierea stelei, la o distanță de 20 de ani lumină , mai există aproximativ 10 pitici roșii , portocalii și galbene din clasa spectrală G, K și M, precum și 3 pitice albe care nu au fost incluse în listă.

Note

Comentarii

↑ Distanța calculată din valoarea paralaxei dată
↑ 1 2 3 4 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. e .; d S este distanța până la stea, exprimată în a. e.
↑ În secolul al XX-lea , steaua a fost clasificată ca o gigantă portocalie de tip spectral K0III [18] [19]
↑ BLM - link către catalogul descoperitorilor, 6 - număr de înregistrare în catalogul lor

Surse

↑ 1 2 3 4 Van Leeuwen, F. Validarea noii reduceri Hipparcos // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2007. - Vol. 474 , nr. 2 . — P. 653 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . - . - arXiv : 0708.1752 . Intrare din catalogul Vizir Arhivată 5 iulie 2020 la Wayback Machine
↑ 1 2 3 4 5 Anderson, E.; Francisc, cap. XHIP: O compilație extinsă hipparcos (engleză) // Astronomy Letters : jurnal. - 2012. - Vol. 38 , nr. 5 . — P. 331 . - doi : 10.1134/S1063773712050015 . - Cod biblic . - arXiv : 1108.4971 . Intrare din catalogul Vizir Arhivată 5 august 2020 la Wayback Machine
↑ Wilson, RE Catalogul general al vitezelor radiale stelare . - Instituția Carnegie pentru Știință , 1953.
↑ 1 2 Brown, AGA; et al. ( august 2018 ), Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties , Astronomy & Astrophysics (Eng.) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2 record for this source, Arhivat 20 iulie 2018 pe Wayback Mașină la VizieR
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 Ramm, DJ și colab. Planeta retrogradă de tip S presupusă în ν Octantis: mai multe dovezi, inclusiv patru ani de viteze radiale ale celulelor de iod // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal . - Oxford University Press , 2016. - Vol. 460 , nr. 4 . - P. 3706-3719 . - doi : 10.1093/mnras/stw1106 . - Cod . - arXiv : 1605.06720 .
↑ 1 2 Gray, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF; McFadden, M.T.; Bubar, EJ; McGahee, CE; O'Donoghue, A.A.; Knox, ER Contribuții la proiectul Nearby Stars (NStars): spectroscopie a stelelor mai devreme decât M0 în 40 pc-The Southern Sample // The Astronomical Journal : jurnal. - Editura IOP , 2006. - iulie ( vol. 132 , nr. 1 ). - P. 161-170 . - doi : 10.1086/504637 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0603770 .
↑ 1 2 Mallama, A. Sloan Magnitudes for the Brightest Stars // The Journal of the American Association of Variable Star Observers : jurnal. - 2014. - Vol. 42 . - P. 443 . — Cod . Intrare din catalogul Vizir Arhivată 6 august 2020 la Wayback Machine
↑ 1234 H.R. 8254. _ _ _ Catalogul Stelelor Luminoase . (Rusă)
↑ 1 2 3 Allende Prieto, C.; Lambert, DL Parametrii fundamentali ai stelelor din apropiere din comparația cu calculele evolutive: Mase, raze și temperaturi efective // Astronomie și Astrofizică : jurnal . - 1999. - Vol. 352 . - P. 555 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/9911002 . Intrare din catalogul Vizir Arhivată 5 august 2020 la Wayback Machine
↑ 1 2 3 Ramm, DJ; Pourbaix, D.; Hearnshaw, JB; Komonjinda, S. Orbite spectroscopice pentru K giganți β Reticuli și ν Octantis: ce cauzează o perturbare de rezonanță cu viteză radială de amplitudine mică în ν Oct? (Engleză) // Anunțuri lunare ale Societății Regale Astronomice : jurnal. - Oxford University Press , 2009. - Aprilie ( vol. 394 , nr. 3 ). - P. 1695-1710 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14459.x . - .
↑ (engleză) *nu. Oct -- Spectroscopic binary , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HD+205478 > . Preluat la 9 decembrie 2019. Arhivat 23 octombrie 2019 la Wayback Machine
↑ Encyclopedia of Extrasolar Planets (engleză) - 1995.
↑ 1 2 Gaia Data Release 2 (engleză) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
↑ 1 2 Wittenmyer R. A., Liu F. , Wang L., Casagrande L. , Tinney C. G. Căutarea planetei Pan-Pacific. V. Parametrii fundamentali pentru 164 de stele evoluate (engleză) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 152, Iss. 1. - P. 19-19. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/0004-6256/152/1/19 - arXiv:1605.00323
↑ 12 Nu Octantis . _ Ghidul Universului . Arhivat din original pe 17 iunie 2018.
↑ 1 2 Nu Octantis (HIP 107089 ) .
↑ 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].
↑ Nu Octantis . Internet Stellar Database .
↑ n Octantis . Catalog Alcyone Bright Star . Preluat la 27 martie 2020. Arhivat din original la 21 septembrie 2020.
↑ 1 2 Adelman, SJ Proprietățile fizice ale stelelor normale a (engleză) // International Astronomical Union : jurnal. - 2005. - Vol. 2004 _ - doi : 10.1017/S1743921304004314 .
↑ 1 2 CADARS intrare catalog: recno= 9993 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
↑ Intrare catalog CADARS: recno= 9994 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
↑ Tabelele Kieli Star . Calstatala (2007). Arhivat din original pe 17 martie 2008. (nedefinit)
↑ Eberle, J.; Cuntz, M. Despre realitatea planetei sugerate în sistemul ν Octantis (engleză) // The Astrophysical Journal : journal. - Editura IOP , 2010. - Octombrie ( vol. 721 , nr. 2 ). —P.L168 – L171 . - doi : 10.1088/2041-8205/721/2/L168 . - Cod biblic .
↑ Morais, MHM; Correia, Precesia ACM datorită unui sistem binar apropiat: o explicație alternativă pentru ν-Octantis? (Engleză) // Anunțuri lunare ale Societății Regale Astronomice : jurnal. — Oxford University Press , 2012. — Februarie ( vol. 419 , nr. 4 ). - P. 3447-3456 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19986.x . - Cod . - arXiv : 1110.3176 .
↑ Gozdziewski, K.; Slonina, M.; Migaszewski, C.; Rozenkiewicz, A. Testarea unei ipoteze a sistemului planetar ν Octantis // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal . — Oxford University Press , 2013. — Martie ( vol. 430 , nr. 1 ). - P. 533-545 . - doi : 10.1093/mnras/sts652 . - Cod . - arXiv : 1205.1341 .
↑ (engleză) *nu. Oct b -- Extra-Solar Planet Candidate , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%409699882&Name=*%20nu.%20Oct%20b&submit= trimite > . Preluat la 9 decembrie 2019.
↑ Planeta nu Octb . Enciclopedia planetelor extrasolare . Preluat la 27 martie 2020. Arhivat din original la 19 februarie 2016. (Rusă)
↑ NU OCT (Nu Octantis ) . Jim Kaller, Stele . Preluat la 27 martie 2020. Arhivat din original la 22 mai 2020.
↑ BLM 6: Washington Double Star Catalog Catalog intrare . Preluat la 27 martie 2020. Arhivat din original la 6 iulie 2020.
↑ Stele în termen de 20 de ani lumină de Nu Octantis: (ing.) . Internet Stellar Database .

Link -uri

Poza cu Nu Octant

Stele ale constelației Octantus
Bayer	α β γ¹d:Q10288207 γ²d:Q10288213 γ³d:Q10288217 δd:Q3270867 εd:Q10273382 ζd:Q10395063 ηd:Q10277689 θd:Q5176197 vd:Q10303447 κd:Q4272250 λd:Q6849996 μ¹d:Q9035598 µ²d:Q80039763 v ξd:Q10394353 οd:Q10340854 π¹d:Q10349299 π²d:Q10349305 pd:Q10360395 σ τd:Q6849981 υd:Q10388198 φd:Q10349126 χd:Q10908219 ψd:Q10355255 ωd:Q10340831 Bd:Q10908206
Variabile	Rd:Q12775009 Sd:Q54941534 Td:Q54960277 Ud:Q54960422 Vd:Q54967690 Wd:Q54986228 Xd:Q54967861 Yd:Q54986766 Zd:Q54968046 BOd:Q10273382 BPd:Q6850027 BQd:Q18816053 CCd:Q12066883 CDd:Q5736975 CGd:Q10908206 CKd:Q12066952 CPd:Q12067511 CUd:Q12064522 CWd:Q5737714
sisteme planetare	FT Octantad:Q22329641 HD 5278d:Q66643444 HD 110082d:Q87593458 HD 142022 HD 212301d:Q130691 HD221420d:Q113350433 TOI-2236d:Q81405270 Mu² Octantd:Q80039763
Lista stelelor din constelația Octantus