Nu Octanta

Nu Octantis (ν Oktant, Nu Octantis, ν Octantis , zkráceně nu Oct, ν Oct ), je spektrální dvojhvězda v jižním souhvězdí Octant . Nu Octanta má zdánlivou velikost +3,73 m [2] a podle Bortlovy stupnice je viditelná pouhým okem i na obloze v centru města . 

Z měření paralaxy získaných během mise Gaia [4] je známo, že hvězda je asi 63,3 ly  daleko . let ( 19,4  ks ) od Země . Hvězda je pozorována jižně od 13° severní šířky. sh. , tedy viditelný jižně od jezera. Čad , jižně od Karnataka ( Indie ), asi. Mindoro , oh. Bequia (arch. Grenadiny ), jižně od stratovulkánu Cosiguin ( Nikaragua ) a zálivu Fonseca . Viditelný v jižní cirkumpolární oblasti oblohy po celý rok [8] .

Nu Octanta se vzhledem ke Slunci pohybuje velmi rychle : jeho radiální heliocentrická rychlost je téměř rovna 34  km/s [8] , což je více než trojnásobek rychlosti místních hvězd galaktického disku , a to také znamená, že hvězda se vzdaluje od Slunce . Hvězda se přiblížila ke Slunci na vzdálenost 41  sv. před rokem 396  000 let , kdy měla jasnost až 2,59 m (tedy svítila přibližně tak, jako nyní září delta Lva ). Na obloze se hvězda pohybuje na jihovýchod [15] .

Průměrná prostorová rychlost Nu Octant má složky (U, V, W)=(6,4, −39,8, −12,3) [16] , což znamená U= 6,4  km/s (pohybuje se směrem ke galaktickému středu ), V = −39,8  km/s (pohybuje se proti směru galaktické rotace) a W= −12,3  km/s (pohybuje se směrem ke galaktickému jižnímu pólu ). Galaktická dráha Nu Octant je ve vzdálenosti 19 788  ly. let do 28 316  sv. let od středu Galaxie [16] .

Jméno hvězdy

Nu Octantis ( latinizace Nu Octantis ) je Bayerovo označení dané hvězdě Lacaillem v roce 1754 [15] . Přestože má hvězda označení ν ( Nu  je 13. písmeno řecké abecedy ), samotná hvězda je 1. nejjasnější v souhvězdí .  

Označení komponent jako Nu Octant AB vyplývá z konvence používané Washingtonským katalogem dvou hvězd (WDS) pro hvězdné systémy a přijaté Mezinárodní astronomickou unií (IAU) [17] .

Vlastnosti dvojhvězdy

Nu Octanta je poměrně blízký (hvězdy nejsou vidět dalekohledem ) pár hvězd. Obě hvězdy jsou od sebe odděleny úhlovou vzdáleností 0,052 ″  [ 8] , což odpovídá hlavní poloose oběžné dráhy mezi souputníky ve vzdálenosti nejméně 2,63  AU. [5] a doba oběhu minimálně 1051  dní. [5] nebo 2,88  roku (pro srovnání poloměr oběžné dráhy planetky Fidesz je 2,64  AU a doba rotace 4,3 roku  ( tak velká doba rotace je způsobena tím, že Slunce má menší hmotnost než hvězda Nu Octanta A)). Dráha má poměrně velkou excentricitu , která se rovná 0,2368 [5] (téměř dvakrát větší než u stejného asteroidu Fidesz ). V procesu rotace kolem sebe se pak hvězdy k sobě přibližují na vzdálenost 2,00  AU. , poté jsou odstraněny na vzdálenost 3,25  AU. Sklon v systému je poměrně velký a činí 70,8  ° [5] .

Pokud se podíváme z Nu Octant B na Nu Octant A, uvidíme oranžovou hvězdu, která září s jasností −27,41 m , tedy s jasností 1,85 svítivosti Slunce (v průměru v závislosti na pozice hvězdy na oběžné dráze). Navíc úhlová velikost hvězdy (v průměru) bude - ~ 1,20 ° [b] , to znamená, že úhlová velikost hvězdy je téměř 2,4krát větší než úhlová velikost našeho Slunce . Na druhou stranu, když se podíváme z Nu Octant A na Nu Octant B, uvidíme oranžovou hvězdu, která září s jasností −21,91 m , tedy s jasností 0,01 svítivosti Slunce . Navíc úhlová velikost hvězdy (v průměru) bude - ~ 0,11 ° [b] , což je 22,3 % průměru našeho Slunce. Přesnější parametry hvězd jsou uvedeny v tabulce:

	V periastronu ( 2,00  AU )				Na apoaster ( 3,25  AU )
	m		D° [b]	%	m		D° [b]	%
A→B	-22,51	0,02	0,16	32 %	-21,45	0,007	0,1	dvacet %
B→A	-28.01	3.20	1,57	314 %	-26,95	1.21	0,97	193,5 %
m je zdánlivá hvězdná velikost ;  - svítivost, vyjádřená ve svítivosti Slunce ; D° je úhlový průměr hvězdy vyjádřený ve stupních (úhlový průměr Slunce  je 0,5°); %  je průměr hvězdy vyjádřený jako procento průměru Slunce ;

Vlastnosti komponenty A

Nu Octanta A - soudě podle svého spektrálního typu K1III [6] [c] je oranžový obr , to znamená, že místo vodíku již helium slouží jako jaderné "palivo" v jádru hvězdy a samotná hvězda opustila hlavní sekvenci . Hvězda bude v tomto případě vyzařovat energii ze své vnější atmosféry o teplotě asi 4860  K [10] , což jí dá charakteristickou oranžovou barvu hvězdy spektrálního typu K .

Hmotnost hvězdy ve 20. století byla určena jako 1,04  [9] . Avšak již v 21. století , po přesnějším změření dráhy, se podle Keplerova zákonů začala její hmotnost považovat za rovnou 1,61  [5] . A to znamená, že na základě teorie hvězdného vývoje začala hvězda svůj život jako hvězda hlavní posloupnosti spektrální třídy A , konkrétněji A9V [20] . Jeho poloměr by tedy měl být roven 1,55  a teplota jeho povrchu měla být asi 7100  K [20] . Svítivost hvězdy byla tehdy 5,5  . Aby planeta podobná naší Zemi dostávala přibližně stejné množství energie, jaké dostává od Slunce, musela by být umístěna ve vzdálenosti 2,35 AU  . , ale v tomto hvězdném systému je to nemožné. V současné době se tedy hvězda vyvíjí: její poloměr se zvětšuje a povrchová teplota klesá.

Vzhledem k malé vzdálenosti od hvězdy lze její poloměr změřit přímo a první takový pokus byl proveden v roce 1967 [21] , a protože hvězda je binární , byl s největší pravděpodobností změřen poloměr nejjasnější složky. Údaje o těchto měřeních jsou uvedeny v tabulce.

Rok	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
1967	3,75	K0III	—	7.6	[21]
1969	3.29	K0III	2.9	12	[22]

Nyní víme, že poloměr je 5,9  [9] , to znamená, že měření z roku 1967 bylo nejvhodnější, ale nebylo přesné. Svítivost Nu Octant A je 17,53  [2] , což na skutečného obra není mnoho .

Povrchová gravitace , jejíž hodnota je 2,0  CGS [5] neboli 100 m/s 2 , tedy 2,74krát méně než na Slunci ( 274,0 m/s 2 ). také naznačuje, že hvězda má prostor pro evoluci, má před sebou ještě několik desítek milionů let života, protože povrchová gravitace červených obrů je ~ 1,5  cgs . Rychlost rotace Nu Octant A je obecně sluneční a rovná se 2,0  km/s [5] , což dává rotaci hvězdy 153,4 nebo asi 5 měsíců .

Bohužel není známo přesné současné stáří systému, které je definováno jako 2,5-3 miliardy [ 5  ] , ale je známo, že hvězdy o hmotnosti 1,61  žijí v hlavní posloupnosti asi 2,64  miliardy let . Za několik desítek milionů let se tak Nu Octanta A stane červeným obrem . Navíc v této fázi své existence může absorbovat Nu Octant B, případně vytvořit záblesk podobný nové hvězdě , a poté, když upustí své vnější obaly, stane se bílým trpaslíkem .

Vlastnosti komponenty B

Hvězda Nu Octanta B, soudě podle její hmotnosti, která se rovná 0,585  [5] , je oranžový trpaslík spektrální třídy , s největší pravděpodobností K8V, to znamená, že vodík v jádru hvězdy slouží jako jaderné „palivo“. a samotná hvězda je na hlavní posloupnosti . Hvězda vyzařuje ze své vnější atmosféry energii o teplotě asi 4000  K , což jí dodá charakteristickou oranžovou barvu. Její poloměr by měl být asi 0,6  , svítivost asi 0,1  [23] .

Planetární systém

V roce 2009 se předpokládalo, že systém bude obsahovat alespoň jednu exoplanetu , na základě poruch v orbitální periodě [10] . Jednoduché řešení bylo rychle vyloučeno [24] , ale retrográdní dráha zůstává možným řešením, i když změny ve spektru by místo toho mohly být způsobeny tím, že samotný sekundární systém je blízký binární systém [25] , protože vznik planet v takovém systému by byl obtížné kvůli dynamickým poruchám [26] .

Nu Octanta má tedy jednu nepotvrzenou planetu, plynného obra s označením Nu Octanta b [27] . Poruchy ve spektru větší hvězdy naznačují, že planeta oběhne mateřskou hvězdu za 1,14  roku ve vzdálenosti 1,3  AU. Jeho přibližná hmotnost je 2,1 hmotnosti Jupiteru [5] [28] . Orbitální excentricita je čtyřikrát menší než u Nu Octant B a rovná se 0,086.

Pokud vezmeme celý systém Nu Octant, uvidíme, že dva objekty " rezonují " v poměru 2:5: planeta udělá 5 otáček kolem Nu Octant A a Nu Octant B udělá 2 otáčky. Taková planeta by měla vysoce nestabilní dráhu a je těžké pochopit, jak by mohla existovat (na rozdíl od případu 16 Cygnus B b , kde jsou obě hvězdy mnohem dále od sebe). Existují další možnosti spektrálních poruch a realita planety zatím nebyla potvrzena [29] .

Historie studia mnohosti hvězd

V roce 1978 angličtí astronomové Morgan, Beddos, Skaddan a Daimty Eng.  Morgan BL, Beddoes DR, Scaddan RJ a Dainty JC objevili dualitu Nu Octant pomocí speckle interferometrie , to znamená, že byla objevena složka AB a hvězdy vstoupily do katalogů jako BLM 6 [d] . Podle Washington Catalog of Visual Binaries jsou parametry těchto komponent uvedeny v tabulce [30] :

Shrneme-li všechny informace o hvězdě, můžeme říci, že hvězda Nu Octant má satelit (složka AB), hvězdu umístěnou ve velmi malé úhlové vzdálenosti , kterou mění při pohybu po eliptické dráze a je nepochybně skutečným společníkem. .

Bezprostřední okolí hvězdy

Následující hvězdné systémy jsou do 20 světelných let [31] od hvězdy Nu Octanta (zahrnuta je pouze nejbližší hvězda, nejjasnější (<6,5 m ) a pozoruhodné hvězdy). Jejich spektrální typy jsou znázorněny na pozadí barev těchto tříd (tyto barvy jsou převzaty z názvů spektrálních typů a neodpovídají pozorovaným barvám hvězd):

V blízkosti hvězdy, ve vzdálenosti 20 světelných let , se nachází asi 10 dalších červených , oranžových trpaslíků a žlutých trpaslíků spektrální třídy G, K a M a také 3 bílí trpaslíci , kteří nebyli zahrnuti v seznamu.

Poznámky

1. ↑ Vzdálenost vypočtená z dané hodnoty paralaxy
2. ↑ 1 2 3 4 Úhlový průměr (δ) se vypočítá pomocí vzorce: , kde R S je poloměr hvězdy, vyjádřený v a. e .; d S je vzdálenost ke hvězdě, vyjádřená v a. E.
3. ↑ Ve 20. století byla hvězda klasifikována jako oranžový obr spektrálního typu K0III [18] [19]
4. ↑ BLM - odkaz na katalog objevitelů, 6 - číslo záznamu v jejich katalogu

1. ↑ 1 2 3 4 Van Leeuwen, F. Validace nové Hipparcosovy redukce  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2007. - Sv. 474 , č.p. 2 . — S. 653 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . - . - arXiv : 0708.1752 . Záznam katalogu vezíra Archivováno 5. července 2020 na Wayback Machine
2. ↑ 1 2 3 4 5 Anderson, E.; Francis, Ch. XHIP: Rozšířená kompilace hipparcos  (anglicky)  // Astronomy Letters  : journal. - 2012. - Sv. 38 , č. 5 . — S. 331 . - doi : 10.1134/S1063773712050015 . - . - arXiv : 1108.4971 . Záznam do katalogu vezíra Archivováno 5. srpna 2020 na Wayback Machine
3. ↑ Wilson, RE Obecný katalog hvězdných radiálních  rychlostí . — Carnegie Institution for Science , 1953.
4. ↑ 1 2 Hnědá, AGA; a kol. ( srpen 2018 ), Gaia Data Release 2: Souhrn obsahu a vlastností průzkumu , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj Archivováno 5. července 20 na Wayback Machine ve společnosti VizieR 
5. ↑ 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 a spol. Předpokládaná retrográdní planeta typu S v ν Octantis: více důkazů včetně čtyř let radiálních rychlostí buněk jódu  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2016. - Vol. 460 , č.p. 4 . - str. 3706-3719 . - doi : 10.1093/mnras/stw1106 . - . - arXiv : 1605.06720 .
6. ↑ 1 2 Šedá, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF; McFadden, M.T.; Bubar, EJ; McGahee, CE; O'Donoghue, A.A.; Projekt Knox, ER Příspěvky k blízkým hvězdám (NStars): spektroskopie hvězd dřívějších než M0 do 40 pc-The Southern Sample  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Červenec ( roč. 132 , č. 1 ). - S. 161-170 . - doi : 10.1086/504637 . - . - arXiv : astro-ph/0603770 .
7. ↑ 1 2 Mallama, A. Sloan Magnitudes for the Brightest Stars  //  The Journal of the American Association of Variable Star Observers  : journal. - 2014. - Sv. 42 . - str. 443 . — . Záznam do katalogu vezíra Archivováno 6. srpna 2020 na Wayback Machine
8. ↑ 1234 H.R. 8254. _ _ _ Katalog jasných hvězd . (Ruština)
9. ↑ 1 2 3 Allende Prieto, C.; Lambert, DL Základní parametry blízkých hvězd ze srovnání s evolučními výpočty: Hmotnosti, poloměry a efektivní teploty  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1999. - Sv. 352 . - str. 555 . - . - arXiv : astro-ph/9911002 . Záznam do katalogu vezíra Archivováno 5. srpna 2020 na Wayback Machine
10. ↑ 1 2 3 Ramm, DJ; Pourbaix, D.; Hearnshaw, JB; Komonjinda, S. Spektroskopické dráhy pro obry K β Reticuli a ν Octantis: co způsobuje rezonanční poruchu s nízkou amplitudou radiální rychlosti v ν Oct? (anglicky)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2009. - Duben ( roč. 394 , č. 3 ). - S. 1695-1710 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14459.x . - .
11. ↑ (anglicky) *nu. Oct -- Spektroskopická dvojhvězda , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HD+205478 > . Staženo 9. prosince 2019. Archivováno 23. října 2019 na Wayback Machine   
12. ↑ Encyklopedie extrasolárních planet  (anglicky) - 1995.
13. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (anglicky) / Konsorcium pro zpracování a analýzu dat , Evropská kosmická agentura - 2018.
14. ↑ 1 2 Wittenmyer R. A., Liu F. , Wang L., Casagrande L. , Tinney C. G. The Pan-Pacific Planet Search. V. Základní parametry pro 164 vyvinutých hvězd  (anglicky) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 152, Iss. 1. - S. 19-19. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 – doi:10.3847/0004-6256/152/1/19 – arXiv:1605.00323
15. ↑ 12 Nu Octantis . _ Průvodce vesmírem . Archivováno z originálu 17. června 2018. 
16. ↑ 1 2 Nu Octantis (HIP 107089  ) .
17. ↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; a kol. (2010), Konvence pojmenování používané pro více hvězdných systémů a extrasolárních planet, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
18. ↑ Nu Octantis  . Internetová hvězdná databáze .
19. ↑ n Octantis  . Alcyone Bright Star Katalog . Získáno 27. března 2020. Archivováno z originálu dne 21. září 2020.
20. ↑ 1 2 Adelman, SJ Fyzikální vlastnosti normálních hvězd a  (anglicky)  // International Astronomical Union  : journal. - 2005. - Sv. 2004 _ - doi : 10.1017/S1743921304004314 .
21. ↑ 1 2 položka katalogu CADARS: recno=  9993 . Katalog hvězdných průměrů (CADARS) .
22. ↑ Záznam v katalogu CADARS: recno=  9994 . Katalog hvězdných průměrů (CADARS) .
23. ↑ Tabulky Kieli Star . Calstatela (2007). Archivováno z originálu 17. března 2008. (neurčitý)
24. ↑ Eberle, J.; Cuntz, M. O realitě navrhované planety v systému ν Octantis  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2010. - Říjen ( roč. 721 , č. 2 ). —P.L168 – L171 . - doi : 10.1088/2041-8205/721/2/L168 . - .
25. ↑ Morais, MHM; Correia, ACM Precese díky blízkému binárnímu systému: alternativní vysvětlení pro ν-Octantis? (anglicky)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. — Oxford University Press , 2012. — Únor ( roč. 419 , č. 4 ). - str. 3447-3456 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19986.x . - . - arXiv : 1110.3176 .
26. ↑ Gozdziewski, K.; Slonina, M.; Migaszewski, C.; Rozenkiewicz, A. Testování hypotézy planetárního systému ν Octantis  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . — Oxford University Press , 2013. — Březen ( roč. 430 , č. 1 ). - str. 533-545 . - doi : 10.1093/mnras/sts652 . - . - arXiv : 1205.1341 .
27. ↑ (anglicky) *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= předložit > . Staženo 9. prosince 2019.   
28. ↑ Planeta nu Octb . Encyklopedie extrasolárních planet . Získáno 27. března 2020. Archivováno z originálu 19. února 2016. (Ruština)
29. ↑ NU OCT (Nu Octantis  ) . Jim Kaller, hvězdy . Získáno 27. března 2020. Archivováno z originálu dne 22. května 2020.
30. ↑ BLM 6: Záznam katalogu dvou hvězd Washingtonu  . Získáno 27. března 2020. Archivováno z originálu dne 6. července 2020.
31. ↑ Hvězdy do 20 světelných let od Nu Octantis:  (angl.) . Internetová hvězdná databáze .

Odkazy

•  Obrázek Nu Octant