Перейти к содержанию

44 Волопаса

Эта статья находится на начальном уровне проработки, в одной из её версий выборочно используется текст из источника, распространяемого под свободной лицензией
Материал из энциклопедии Руниверсалис
(перенаправлено с «I Волопаса»)
44 Волопаса
Звезда

44 Волопаса (лат. 44 Boötis), i Волопаса (лат. i Boötis), HD 133640 — кратная звезда в созвездии Волопаса на расстоянии (вычисленном из значения параллакса) приблизительно 42,2 световых лет (около 12,9 парсеков) от Солнца. Возраст звезды определён как около 5,01 млрд лет[1].

Третий и четвёртый компоненты — двойная затменная переменная звезда типа W Большой Медведицы (EW)[2]. Видимая звёздная величина звезды — от +4,86m до +4,7m[3]. Орбитальный период — около 0,2678 суток (6,4277 часов)[4].

Характеристики

Первый компонент (CCDM J15038+4739A) — жёлтый карлик спектрального класса G0Vn[5][6][7], или F5V[1]. Видимая звёздная величина звезды — +6,2m[8]. Масса — около 1,081 солнечной, радиус — около 1,291 солнечного, светимость — около 1,601 солнечной[9]. Эффективная температура — около 5248 K[10].

Второй компонент — красный карлик спектрального класса M. Масса — около 201,17 юпитерианских (0,192 солнечной)[11]. Удалён на 1,535 а.е.[12].

Третий компонент (CCDM J15038+4739Ba) — жёлтый карлик спектрального класса G2V[3][13], или K0V[7]. Масса — около 0,95 солнечной[14]. Эффективная температура — около 5096 K[15]. Орбитальный период — около 209,8 лет[16]. Удалён на 3,67 угловой секунды[16].

Четвёртый компонент (CCDM J15038+4739Bb) — жёлтый карлик спектрального класса G2V[3][13], или K4V[7]. Масса — около 0,45 солнечной[14].

Описание

Спектры линий железа 44 Волопаса

Третий компонент в системе принадлежит к классу жёлтых карликов и по своим характеристикам напоминает наше Солнце. Радиус звезды равен 1,03 радиусу Солнца[17], а светимость — 1,14 солнечной. Расстояние между звездой и тесной парой В и С периодически варьируется, поскольку они движутся по эллиптической орбите. В 1880 году расстояние между компонентом А и парой ВС равнялось 4,7", а в 1969 году оно составляло 0,4"[18]. Согласно недавним исследованиям, компоненты разделяет среднее расстояние в 48,5 а.е. (приблизительно на таком расстоянии обращается Плутон вокруг Солнца). Полный оборот вокруг общего центра масс они совершают за 206 лет[19]. Их орбита повёрнута на 84° по отношению к наблюдателю на Земле.

Четвёртый компонент, обращающийся в тесной паре, относится к классу G2V, то есть тоже похож по своим параметрам на Солнце: при почти такой же массе, как и у нашего дневного светила, его радиус и светимость составляют 87—89% и 54% солнечных соответственно[20].

Вся система 44 Волопаса классифицируется как затменная переменная звезда типа W Большой Медведицы, поскольку третий и четвёртый компоненты настолько близки, что их поверхности касаются друг друга, они постоянно обмениваются материалом с внешних слоёв. Они имеют одну общую фотосферу и мощные магнитные поля. Компоненты разделены между собой расстоянием всего в 0,008 а.е. (чуть больше одного миллиона километров). Подобные системы очень нестабильны, и в них часто происходят катастрофические взрывы, называемые вспышками карликовых новых, такие, как, например, U Близнецов, SS Лебедя или U Пегаса.

Ближайшее окружение звезды

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет от 44 Волопаса:

Звезда Спектральный класс Расстояние, св. лет
BD+45 2247 M0 V 3,8
G 179-20 M V 4,0
BD+53 1719 K V 5,7
G 179-43 M V / M V 6,1
GJ 1187 M V 8,1
θ Волопаса F7 V / M3 V / D? VII 8,4
BD+47 2112 M3 Ve / M3 Ve 8,9
Росс 1041 M3,5 V 9,1
LP 98-132 M V 9,9
BD+50 2030 K5-M0 Vp 10,0
BD+39 2947 G8 V / ? 12
χ Геркулеса F8-9 V 13
CM Дракона M4,5 Ve / M4,5 V / DC D 14
σ Волопаса F3 Vw 17
Рутилик F9-G0 IV / ? / K0 V /? 18
19 Дракона F6 V / ? 20
26 Дракона G0-1 V / K3 V / M1 V 20

Примечания

  1. ↑ 1,0 1,1 Abundances in the local region. II. F, G, and K dwarfs and subgiants, The Astronomical Journal Т. 153 (1): 21–21, 2016 
  2. ↑ Kreiner J. M. Up-to-date linear elements of eclipsing binaries (англ.) // Acta Astron. / M. Kubiak — Copernicus Foundation for Polish Astronomy, 2004. — Vol. 54. — P. 207–210. — ISSN 0001-5237
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 i Boo, database entry, Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS5.1, 2017 Ed.), N. N. Samus, O. V. Durlevich, et al., CDS ID II/250 Архивная копия от 6 августа 2012 на Wayback Machine Accessed online 2021-04-06.
  4. ↑ Orbital period cut-off of W UMa-type contact binaries, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Т. 497 (3): 3493-3503, 2020 
  5. ↑ A Recommendation Algorithm to Predict Giant Exoplanet Host Stars Using Stellar Elemental Abundances, The Astrophysical Journal Т. 880 (1): 13, 2019 
  6. ↑ Pascal Petit (2018), Chromospheric activity catalogue of 4454 cool stars. Questioning the active branch of stellar activity cycles, Astronomy and Astrophysics Т. 616: 108–108 
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 A methodology for the description of multiple stellar systems with spectroscopic subcomponents, Letters of the Astrophysical Journal Т. 652: 681–695, 2006, <https://iopscience.iop.org/article/10.1086/508053/pdf> 
  8. ↑ Dommanget J., Nys O. Каталог компонентов двойных и кратных звёзд // Catalogue des Composantes d'Étoiles Doubles et Multiples, Première Édition — 1994. — Т. 115. — С. 1.
  9. ↑ David Latham (2019), The Asteroseismic Target List for Solar-like Oscillators Observed in 2 minute Cadence with the Transiting Exoplanet Survey Satellite, The Astrophysical Journal Supplement Series Т. 241 (1): 12 
  10. ↑ Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  11. ↑ Kervella P., Arenou F., Mignard F., Thévenin F. Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2019. — Vol. 623. — P. 72–72. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201834371 — arXiv:1811.08902
  12. ↑ Kervella P., Arenou F., Mignard F., Thévenin F. Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2019. — Vol. 623. — P. 72–72. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201834371 — arXiv:1811.08902
  13. ↑ 13,0 13,1 Jesus Maldonado (2016), Incidence of debris discs around FGK stars in the solar neighbourhood, Astronomy and Astrophysics Т. 593: 51–51 
  14. ↑ 14,0 14,1 Comparative statistics and origin of triple and quadruple stars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Т. 389 (2): 925–938, 2008 
  15. ↑ Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  16. ↑ 16,0 16,1 Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries, Astronomy and Astrophysics Т. 546: A69, 2012 
  17. ↑ Johnson, H. M. & Wright, C. D. Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun (англ.). Astrophysical Journal Supplement Series (ISSN 0067-0049), vol. 53, Nov. 1983, p. 643-711 (ноябрь 1983). Дата обращения: 8 июня 2009. Архивировано 16 февраля 2012 года.
  18. ↑ Binnendijk, L. The light variation and orbital elements of 44 iota Bootis. (англ.). Astronomical Journal, Vol. 60, p. 355 (1955). Дата обращения: 8 июня 2009. Архивировано 1 апреля 2012 года.
  19. ↑ Söderhjelm, Staffan. Visual binary orbits and masses POST HIPPARCOS (англ.). Astronomy and Astrophysics, v.341, p.121-140 (1999) (1 января 1999). Дата обращения: 8 июня 2009. Архивировано 1 апреля 2012 года.
  20. ↑ Hill, G., Fisher, W. A., & Holmgren, D. Studies of late-type binaries. I - The physical parameters of 44 IOTA Bootis ABC (англ.). Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361), vol. 211, no. 1, Feb. 1989, p. 81-98. (февраль 1989). Дата обращения: 8 июня 2009. Архивировано 1 апреля 2012 года.
Источник — https://xn--h1ajim.xn--p1ai/index.php?title=44_Волопаса&oldid=18406651