Tau Libra

Tau Libra ( τ Librae , τ Librae , zkr. Tau Lib , τ Lib ) je vícenásobná hvězda [c] v souhvězdí zvěrokruhu Váh , severně od hranice se souhvězdím Vlka a jen pět stupňů západně od hranice se souhvězdím Štír [17] .

Tau Libra má zdánlivou velikost +3,68 m [ 2 ] a podle Bortlovy stupnice je viditelná pouhým okem na obloze v centru města a je nutné provést korekci na pokles jasu o 0,22 m vlivem mezihvězdného prachu [17] . Z měření paralaxy získaných během mise Hipparcos [1] je známo, že hvězda je asi 367  ly daleko . let ( 112  ks ) ze Země . Hvězda je pozorována jižně od 61° severní šířky. sh. , to znamená, že hvězda je viditelná jižně od Prov. Sogn-og-Fyurane ( Norsko ), jezero Ladoga , záliv Penzhinskaya a poloostrov Kenai ( Aljaška ). Nejlepší čas na pozorování je květen [18] .  

Tau Libra se pohybuje relativně pomalu vzhledem ke Slunci : jeho radiální heliocentrická rychlost je 3  km/s [18] , což je 30 % rychlosti místních hvězd na galaktickém disku , a také znamená, že se hvězda vzdaluje od Slunce . . Hvězda se přibližovala ke Slunci na vzdálenost 371,5  sv. lety před 3,051  miliony let [4] , kdy zvýšila svou jasnost o 0,53 m na hodnotu 3,15 m (tedy hvězda tehdy zářila, jako nyní září Pí Herkules ). Na obloze se hvězda pohybuje na jihozápad [19] , přičemž prochází nebeskou sférou 0,0286  obloukových sekund za rok.

Střední prostorová rychlost Tau Libra má složky (U, V, W)=(−17,2, −12,5, −7,4) [4] , což znamená U= −17,2  km/s (vzdálenost od galaktického středu ), V = −12,5  km/s (pohybuje se proti směru galaktické rotace) a W= −7,4  km/s (pohybuje se směrem k jižnímu galaktickému pólu ). Samotná hvězda, soudě podle svého pohybu v prostoru a fyzikálních vlastností, je možným členem OB-asociace Štíra - Kentaura [20] [3] , jehož střed je 450  světelných let [17] .

Jméno hvězdy

Ačkoli Tau Libra nemá vlastní jméno, někdy je označována jako Derakrab Australis , což znamená „jižní štír štíra“. Termín Derakrab je zkratkou arabského jména „Al-Dhira al-Akrab“ (الذراع العقرب) – „dráp Štíra“, zatímco latinské slovo Australis označuje, že tento dráp je „jižní“.

Tau Librae ( latinsky Tau Librae ) je Bayerovo označení pro  hvězdu v roce 1603 [19] . Hvězda má sice označení τ ( Tau  je 19. písmeno řecké abecedy ), ale samotná hvězda je 5. nejjasnější v souhvězdí . 40 Libra ( latinised 40 Librae ) je Flamsteedovo označení [ 19] . 

Vlastnosti vícenásobného systému

Tau Libra Aa a Ab jsou velmi úzká dvojice spektroskopických dvojhvězd [21] , ve kterých jsou složky od sebe odděleny úhlovou vzdáleností 0,844  ″ [ 8] , což odpovídá fyzické vzdálenosti 0,082  AU. a obíhají kolem sebe s periodou 3,291  dne. [8] . Dráha má nepříliš velkou, ale znatelnou excentricitu , která se rovná 0,28 [8] a díky tomu se pak hvězdy k sobě přiblíží na vzdálenost 0,06  AU. , pak jsou odstraněny o vzdálenost 0,11  AU. .

Dvojice hvězd Tau Libra Aa,Ab má společníka B v úhlové vzdálenosti 0,012  ″ [8] , což odpovídá fyzické vzdálenosti 1,27  AU. a točí se kolem společného barycentra s periodou 160,8  dne. [8] . Pokud se podíváme ze strany páru Tau Libra Aa-Ab na družici Tau Libra B, pak uvidíme bílo-žlutou hvězdu, která září jasností −29,74 m , tedy jasností 15,77 sluncí . Navíc úhlová velikost hvězdy bude - ~ 0,92  ° [d] , tedy ~ 1,8 drážek větší než naše Slunce , jak to vidíme ze Země.

Na druhou stranu, podíváme-li se ze strany Tau Libra B na dvojici hvězd Tau Libra Aa-Ab, pak uvidíme dvě bílomodré hvězdy, z nichž jedna září jasností −32,64 m , tzn. , s jasností 228 sluncí a druhá hvězda bude zářit s jasností přibližně -32,10 m , tedy s jasností 138,7 sluncí . Úhlová velikost pro první hvězdu bude ~ 2,1  ° [d] a ~ 1,2  ° [d] pro druhou hvězdu, tedy ~ 4 a ~ 2,5 drážky větší než naše Slunce , jak ho vidíme ze Země ( úhlový průměr našeho Slunce  je 0,5°). V tomto případě bude maximální úhlová vzdálenost mezi hvězdami 7,4 °.

Hvězdy jsou velmi mladé: současný věk systému Tau Libra je definován jako 31,5 ± 5,6  milionů [6] . Je také známo, že hvězdy o hmotnosti 6,88  [8] žijí v hlavní posloupnosti asi 45  milionů let a tak se Tau Libra Aa velmi brzy (asi za 10  milionů let ) stane červeným obrem (a v v tomto stádiu pohltí oba své satelity, získá jejich moment hybnosti a roztočí se) a poté se po odhození vnějších schránek stane velmi masivním bílým trpaslíkem s hmotností přibližně stejnou jako Sirius B. Pár hvězd Aa-Ab je však dostatečně blízko, aby během vývoje obou hvězd interagoval. Je těžké přesně říci, co se stane, ale přesun hmoty tam a zpět, jak se hvězdy vyvíjejí, může jednoho dne vést k vysoce nestabilnímu chování [17] .

Systém má přebytek infračerveného záření , což ukazuje na přítomnost cirkumstelárního disku [11] .

Vlastnosti komponenty Aa

Tau Libra Aa, soudě podle své hmotnosti, která je vypočtena podle Keplerova zákonů a je rovna 6,88  [8] , se narodila jako trpaslík spektrálního typu B3,5V. Pak byl její poloměr asi 4,2  a efektivní povrchová teplota asi 18 100  K [22] , ale pak, v procesu samotného vývoje, hvězda mírně zvětšila svůj poloměr a ochladila se. To také naznačuje, že vodík v jádru hvězdy slouží jako jaderné „palivo“, to znamená, že hvězda je na hlavní posloupnosti . Hvězda vyzařuje energii ze své vnější atmosféry o efektivní teplotě asi 17 990  K [11] , což jí dodává charakteristickou modrobílou barvu. Jeho svítivost , i když bolometrická, je 2705  [12] .

Vzhledem k vysoké svítivosti hvězdy lze přímo měřit její poloměr a první takový pokus byl proveden v roce 1979, a protože hvězda je násobek, byl s největší pravděpodobností změřen poloměr nejjasnější složky. Údaje o tomto měření jsou uvedeny v tabulce:

Rok	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
1979	3.66	B2,5V	0,33	3.2	[23]
1985	3.66	B2,5V	0,35	—	[24]

Je však nepravděpodobné, že by alespoň jedno z těchto měření bylo správné, protože pro hvězdy spektrálního typu B2,5V [8] jsou typičtější poloměry rovné ~ 5,0  [22] .

Hvězda má povrchovou gravitaci charakteristickou pro trpasličí hvězdu - 4,33  CGS [11] nebo 213,8 ​​m/s² , což je 78 % sluneční hodnoty ( 274,0 m/s² ).

Tau Libra Aa má metalicitu výrazně vyšší ve srovnání se Sluncem a rovnou +0,17 [11] , tedy 148 % sluneční hodnoty, což naznačuje, že hvězda „přišla“ z těch oblastí Galaxie , kde bylo hodně kovů a zrodil se v molekulárním oblaku kvůli hustší hvězdné populaci a většímu počtu supernov . Tau Libra Aa se otáčí rychlostí 66,5krát větší než Slunce a rovná se 134  km/s [3] , což dává hvězdě rotační periodu minimálně 2  dny .

Vlastnosti komponenty Ab

Tau Libra Ab, soudě podle své hmotnosti, která se počítá podle Keplerova zákonů a rovná se 3,64  [8] , se narodila jako trpaslík spektrální třídy B8,5V. Pak byl jeho poloměr asi 2,9  a efektivní teplota asi 11 100  K [22] . To také naznačuje, že vodík v jádru hvězdy slouží jako jaderné „palivo“, to znamená, že hvězda je na hlavní posloupnosti . Znáte-li poloměr a teplotu hvězdy a pomocí Stefanova-Boltzmannova zákona můžete zjistit, že svítivost hvězdy je 114  . Hvězda samotná bude svými charakteristikami připomínat Epsilon 4 Eridani . Absolutní velikost takových hvězd je −0,04 m , tedy zdánlivá velikost ve vzdálenosti 367  sv. let bude asi 4,2 m , ale nebude viditelný, protože jeho světlo bude zcela zakryto světlem hlavní hvězdy.

Vlastnosti komponenty B

Tau Libra B, soudě podle své hmotnosti, která je vypočtena podle Keplerova zákonů a je rovna 2,17 [8] , se narodila jako trpaslík spektrálního typu A2V [25] (to znamená, že hvězda bude svými vlastnostmi připomínat Sigmu Andromedu ) , což znamená, že vodík v jádru hvězdy slouží jako jaderné „palivo“, což znamená, že hvězda je v hlavní posloupnosti . Hvězdy této třídy vyzařují energii ze své vnější atmosféry o efektivní teplotě asi 8820  K [25] , což jim dává charakteristickou bílo-žlutou barvu hvězdy spektrálního typu A . Poloměr takových hvězd se odhaduje na 2,19  [25] . Když znáte poloměr a teplotu hvězdy a pomocí Stefanova-Boltzmannova zákona můžete zjistit, že svítivost hvězdy je 9,43  .

Poznámky

1. ↑ Vzdálenost vypočtená z dané hodnoty paralaxy
2. ↑ 1 2 Absolutní velikost se vypočítá podle vzorce: , kde je zdánlivá velikost, je vzdálenost k objektu v pc , 10 pc
3. ↑ Složky hvězdy (Aa a Ab) nejsou vidět dalekohledem , ale lze je studovat pomocí spektrografu
4. ↑ 1 2 3 Úhlový průměr (δ) se vypočítá pomocí vzorce: , kde R S je poloměr hvězdy, vyjádřený v a.u. ; d S je vzdálenost ke hvězdě, vyjádřená v AU.

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( listopad 2007 ), Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.10673/071204-8 
2. ↑ 1 2 3 4 Gutierrez-Moreno, Adelina & Moreno, Hugo ( červen 1968 ), Fotometrický výzkum sdružení Scorpio-Centaurus , Astrophysical Journal Supplement  vol . 15:459 , DOI 10.1086/190168 
3. ↑ 1 2 3 4 Jilinski, E.; Daflon, S.; Cunha, K. & de La Reza, R. ( březen 2006 ), Radiální měření rychlosti hvězd B v asociaci Scorpius-Centaurus , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 448 (3): 1001–1006 , DOI 10.1051/ 0004-6361:20041614 
4. ↑ 1 2 3 Anderson, E. & Francis, Ch. (2012), XHIP: An rozšířená kompilace hipparcos , Astronomy Letters  (Eng.) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=76348 (Fr.) . vizier.u-strasbg.fr _ Staženo: 24. června 2021.   
5. ↑ Hiltner, WA; Garrison, RF & Schild, RE ( červenec 1969 ), MK Spectral Types for Bright Southern OB Stars , Astrophysical Journal  (anglicky) vol . 157: 313–326 , DOI 10.1086/150069 
6. ↑ 1 2 Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R. & Hohle, MM ( leden 2011 ), Katalog mladých uprchlých hvězd Hipparcos do 3 kpc od Slunce , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  (Eng.) vol. 410 (1): 190–200 , DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x 
7. ↑ 1 2 3 4 Pourbaix, D.; Tokovinin, A.A.; Batten, AH & Fekel, FC (2004), SB9: Devátý katalog spektroskopických binárních drah , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 424 (2): 727–732 , DOI 10.1051/0004-63161:2004 
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 Katalog více hvězd (HIP => 76600  ) . A.Tokovinin.
9. ↑ Základní údaje (System:855  ) . D. Pourbaix  (anglicky) . sb9.astro.ulb.ac.be . Staženo: 24. června 2021. .
10. ↑ Pasinetti-Fracassini, LE; Pastori, L.; Covino, S. & Pozzi, A. ( únor 2001 ), Katalog zdánlivých průměrů a absolutních poloměrů hvězd (CADARS) , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 367: 521–524 , DOI 10.1051/0004-603041: 
11. ↑ 1 2 3 4 5 6 Saffe, C.; Gomez, M.; Pintado, O. & González, E. ( říjen 2008 ), Spectroscopic metallicities of Vega-like stars , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 490 (1): 297–305 , DOI 10.1051/0004-6361:200081 
12. ↑ 12 Hohle , M.M.; Neuhäuser, R. & Schutz, BF ( duben 2010 ), Hmotnosti a jasy hvězd typu O a B a červených velegiantů , Astronomische Nachrichten  (anglicky) vol. 331 (4): 349 , DOI 10.1002/asna.20509113 
13. ↑ *tau Lib -- Spektroskopická dvojhvězda  . Databáze astronomických objektů Center de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD. Získáno 12. září 2020. Archivováno z originálu dne 3. října 2020.
14. ↑ Sokolov NA Určení T_eff_ hvězd hlavní posloupnosti B, A a F z kontinua mezi 3200 A a 3600 A - 1995. - V. 110. - S. 553-564.
15. ↑ Uesugi A., Fukuda I. Katalog rotačních rychlostí hvězd  (anglicky) - 1970. - Sv. 189.
16. ↑ 1 2 Abt H. A., Levato H., Grosso M. Rotační rychlosti hvězd B  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2002. - Sv. 573, Iss. 1. - S. 359-365. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 – doi:10.1086/340590
17. ↑ 1 2 3 4 TAU LIB (Tau Librae)  (anglicky) . Jim Kaller, hvězdy . Získáno 12. září 2020. Archivováno z originálu dne 3. října 2020.
18. ↑ 12 H.R. 5812 . Katalog jasných hvězd . Staženo 12. září 2020. Archivováno z originálu dne 22. ledna 2020. (Ruština)
19. ↑ 1 2 3 Tau Librae (40 Librae) Hvězdná  fakta . Průvodce vesmírem . Archivováno z originálu 3. června 2021.
20. ↑ t  Váhy . Alcyone Bright Star Katalog . Získáno 12. září 2020. Archivováno z originálu 21. února 2005.
21. ↑ Strom, Stephen E.; Wolff, Sidney C. & Dror, David HA ( únor 2005 ), B Rotační rychlosti hvězd v h a χ Persei: sonda počátečních podmínek během epochy formování hvězd? , The Astronomical Journal  (anglicky) v. 129 (2): 809–828 , DOI 10.1086/426748 
22. ↑ 1 2 3 Silaj, J.; Jones, C.E.; Sigut, TAA & Tycner, C. ( listopad 2014 ), The Hα Profiles of Be Shell Stars , The Astrophysical Journal vol  . 795 (1): 12, 82 , DOI 10.1088/0004-637X/795/1/ 82 
23. ↑ Pasinetti Fracassini, LE; Pastori, L.; Covino, S. & Pozzi, A. ( bruary 2001 ), Katalog zdánlivých průměrů a absolutních poloměrů hvězd (CADARS) - Třetí vydání - Komentáře a statistiky , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) sv. 367: 521–524 , DOI 10.1051/0004-6361:20000451 Katalog CADARS: recno=6797 (fr.) . webviz.u-strasbg.fr _ Získáno 24. června 2021. ve VezieR (fr.) . webviz.u-strasbg.fr _ Získáno 24. června 2021. Archivováno z originálu dne 12. října 2020.    
24. ↑ Pasinetti Fracassini, LE; Pastori, L.; Covino, S. & Pozzi, A. ( bruary 2001 ), Katalog zdánlivých průměrů a absolutních poloměrů hvězd (CADARS) - Třetí vydání - Komentáře a statistiky , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) sv. 367: 521–524 , DOI 10.1051/0004-6361:20000451 Katalog CADARS: recno=6798 (fr.) . webviz.u-strasbg.fr _ Získáno 24. června 2021. ve VezieR (fr.) . webviz.u-strasbg.fr _ Získáno 24. června 2021. Archivováno z originálu dne 12. října 2020.    
25. ↑ 1 2 3 Adelman, SJ Fyzikální vlastnosti normálních hvězd a  // International Astronomical Union  : journal  . - 2005. - Sv. 2004 _ - doi : 10.1017/S1743921304004314 .

Odkazy

• Obrázek Tau Libra  (fr.) . aladin.u-strasbg.fr _ Staženo 24. června 2021. , Aladin  (fr.) . aladin.u-strasbg.fr _ Staženo: 24. června 2021.
• Obrázky Tau Libra . www.wikisky.org . Získáno 24. června 2021. (Ruština) , Wikisky  (anglicky) . www.wikisky.org . Staženo: 24. června 2021.