Бета Северной Короны

β Северной Короны
Двойная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Пекулярная звезда
Прямое восхождение 15ч 27м 49,70с
Склонение +29° 06′ 21″
Расстояние 114 ± 3 св. лет (35,0 ± 0,8 пк)
Видимая звёздная величина (V) Vmax = +3.65m, Vmin = +3.72m[1]
Созвездие Северная Корона
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −18,7 ± 0,9[2] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение

−181,39[2]

[3] mas в год
 • склонение 86,84[2][3] mas в год
Параллакс (π) 28.60 ± 0.69[2] mas
Абсолютная звёздная величина (V) 0.97[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс A9SrEuCr[5]
Показатель цвета
 • B−V +0.28[6]
 • U−B +0.11[6]
Переменность ACV[1]
Физические характеристики
Температура 8000 К[7]
Металличность 1,3[8]
Вращение 9,5 ± 0,4 км/с[9]
Элементы орбиты
Период (P) 10,27 ± 0,14 [10] лет
Большая полуось (a) 0.205 ± 0.002[10]″
Эксцентриситет (e) 0.524 ± 0.006[10]
Наклонение (i) 111.1 ± 0.9[10]°v
Узел (Ω) 148.2 ± 0.5[10]°
Эпоха периастра (T) B1980.506 ± 0.014[10]
Аргумент перицентра (ω) 181.3 ± 0.7[10]
Коды в каталогах

Бета Северной Короны, Peculiar Rosette Stone
Ba β Северной Короны, β Coronae Borealis, β CrB
Fl 3 Северной Короны, 3 CrB
BD +29°2670, FK5 572, HD 137909, HIP 75695, HR 5747, IRAS 23312+4832, SAO 83831, 2E 2331.6+4834, GC 20795, SBC9 1797, WDS 15278+2906AB[2][6][11]

Информация в базах данных
SIMBAD данные
ARICNS данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Бета Северной Короны (β Coronae Borealis, β CrB) — вторая по яркости звезда в созвездии Северной Короны, имеет традиционное имя Нусакан. Несмотря на то, что невооруженным глазом эта звезда видится как одиночная, на самом деле Нусакан, как минимум, двойная звездная система[12] . Звезда находится на расстоянии примерно 114 световых лет от Земли и имеет видимую звездную величину, которая колеблется между значениями 3,65m и 3,72m[1][2].

Название второй по яркости звезды Северной Короны, не имеет ничего общего с короной, но относится к звёздам, которые входят в огромное арабское созвездие, называемое «пастбище», которое включает в себя большую часть созвездий Геркулеса и Змееносца. С арабского (ألنسفان an-nasaqan) оно приблизительно переводится как «две линии». Тем не менее, Нусакан прекрасно вписывается в полу-обруч, который образует это небольшое созвездие, лежащее к востоку от созвездия Волопаса[12].

Свойства

Обладая небольшой яркостью, всего четвёртой величины (3,68m), Нусакан является одной из самых необычных звёзд, видимых невооруженным глазом. Эта звезда была первой обнаруженной «спектрально-двойной», на основе спектроскопических наблюдений в Ликской обсерватории в 1907 году[13] . Дж. Б. Кэннон опубликовал свои результаты в 1914 году, и определил, что звёзды вращаются друг вокруг друга с периодом 40,9 дня[14][15]. Более поздние спектроскопические исследования Ф. Дж. Нойбауера, проведённые в той же обсерватории и опубликованные в 1944 году, определили период обращения звёзд в 10,5 года, без каких бы то ни было признаков 41-дневной периодичности[15]. Антуан Лабейри и его коллеги смогли разрешить звёздную пару при помощи спекл-интерферометрии в 1973 году и обнаружили, что две звезды были отдалены друг от друга на расстоянии около 0,25 угловой секунды; эта работа была опубликована в 1974 году, затем эта пара была разрешена визуально[16]. Параметры орбит были впоследствии уточнены с помощью визуальных и спекл-интерферометрических наблюдений, как отдельно, так и в сочетании со спектроскопическими данными[17][18][19]. В 1999 году Сёдерйельм определил орбиту с помощью спекл-интерферометрических данных и наблюдений спутника Hipparcos[20].

Находясь на видимом уловом расстоянии 0,25-0,3 секунды дуги друг от друга, звёзды отдалены в пространстве примерно на 10 а.е. (расстояние между Сатурном и Солнцем). Они вращаются друг вокруг друга с периодом 10,5 года, при этом главная звезда в четыре раза более яркая, чем её компаньон. Комбинируя звёздную величину и расстояние в 114 световых лет, можно вычислить, что главная звезда в 26 раз ярче Солнца, а более слабая примерно в 7 раз ярче. Гораздо более интересным является спектральный класс Нусакана. Он, как правило, классифицируется как горячий карлик спектрального класса F (F0p), где «р» означает «пекулярный», то есть необычный, или как A9SrEuCr[5], где SrEuCr указывает на избыточность стронция, европия и хрома. Нусакан является классической «химически-пекулярной» звездой, в которой некоторые химические элементы сильно преобладают над другими. Кислорода в её атмосфере крайне мало, в то время как стронция, хрома и европия сильный переизбыток. Все эти химически-пекулярные карлики, — которых существует несколько разновидностей — хотя и имеют «горячие» классы F, A, и B, но элементы, которыми они обогащены, сами не производят. Как и большинство пекулярных звезд, Нусакан медленно вращается, делая один оборот за 18,5 дня, что немного меньше, чем период вращения Солнца (26 дней). Кроме того, в атмосферах звёзд такого класса отсутствует конвекция. В тихой невозмутимой атмосфере атомы некоторых химических элементов опускаются вниз, а другие поднимаются излучением. Нусакан, как и другие пекулярные звёзды (в том числе и яркая Альфа Гончих Псов), также имеет мощные магнитные поля и пятна, в которых сосредоточены различные элементы. При вращении звезды эти пятна входят и выходят из поля зрения и химический состав звезды меняется со временем. Нусакан имеет очень сильное магнитное поле (750,6± 262,7 Гаусс)[21], более чем в 10 000 раз сильное, чем земное и более чем в два раза сильнее магнитных полей солнечных пятен. Особенности спектров подобных звезд затрудняют их классификацию. Температура Нусакана — 8 300 К, что вполне обычно для звезды спектрального класса F. Учитывая светимость и температуру, можно рассчитать, что радиус главной звезды в 2,5 раза больше солнечного, а масса примерно в два раза больше солнечной. Масса спутника, возможно, 1,3 солнечной массы или около того[12].

Третий компаньон

В работе 1944 года Нойбауер нашёл небольшие вариации радиальной скорости Бета Северной Короны с периодичностью в 320 дней, что может свидетельствовать о присутствии третьего, более лёгкого компонента в системе[15]. В 1999 году исследования системы на инфракрасном интерферометре с большой базой, выполненные в Паломарской обсерватории не обнаружили никаких доказательств этого, и показали, что если и существует третий спутник с таким периодом, то он должен иметь массу меньше 10 масс Юпитера. Это исследование также показало возможное наличие спутника с более коротким, 21-дневным, сроком обращения, но данных слишком мало, чтобы сделать какое бы то ни было определённое заключение[22].

Примечания

  1. 1 2 3 [bet CrB, database entry (англ.) (недоступная ссылка — [http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/iii/iii.dat история). The combined table of GCVS Vols I-III and NL 67-78 with improved coordinates, General Catalogue of Variable Stars], Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia.
  2. 1 2 3 4 5 6 V* bet CrB -- Spectroscopic binary (англ.). SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Дата обращения: 18 сентября 2012. Архивировано 6 марта 2021 года.
  3. 1 2 Astrometric data, mirrored by SIMBAD from the Hipparcos catalogue, pertains to the center of mass of the β Coronae Borealis binary system. See § 2.3.4, Volume 1, The Hipparcos and Tycho Catalogues Архивная копия от 3 марта 2016 на Wayback Machine, European Space Agency, 1997, and the entry Архивная копия от 26 февраля 2021 на Wayback Machine in the Hipparcos catalogue (CDS ID I/239 Архивная копия от 13 августа 2007 на Wayback Machine.) (англ.)
  4. ↑ Из видимой звёздной величины и параллакса
  5. 1 2 North, P.; Carquillat, J.-M.; Ginestet, N.; Carrier, F.; Udry, S. (1998). Multiplicity among peculiar A stars. I. The AP stars HD 8441 and HD 137909, and the AM stars HD 43478 and HD 96391. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 130 (2): 223. arXiv:astro-ph/9712025. Bibcode:1998A&AS..130..223N. doi:10.1051/aas:1998365.
  6. 1 2 3 HR 5747 Архивная копия от 2 марта 2021 на Wayback Machine, database entry, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version), D. Hoffleit and W. H. Warren, Jr., CDS ID V/50 Архивная копия от 3 марта 2016 на Wayback Machine (англ.)
  7. ↑ Moiseeva A. V., Romanyuk I. I., Semenko E. A., Kudryavtsev D. O., Yakunin I. A. Fundamental Parameters of CP Stars observed at the 6-m Telescope. I. Observations in 2009-2011 (англ.) // Astrophysical Bulletin — Springer Science+Business Media, 2019. — Vol. 74, Iss. 1. — P. 62—65. — ISSN 1990-3413; 1990-3421 — doi:10.1134/S1990341319010061
  8. ↑ Adelman S. J. A study of twenty-one sharp-lined cool peculiar A stars (англ.) // The astrophysical journal. Letters — United Kingdom: IOP Publishing, 1973. — Vol. 183. — P. 95–120. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/152212
  9. ↑ Sikora J., Wade G. A., Power J., Neiner C. A volume-limited survey of mCP stars within 100 pc - I. Fundamental parameters and chemical abundances (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2018. — Vol. 483, Iss. 2. — P. 2300—2324. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STY3105 — arXiv:1811.05633
  10. 1 2 3 4 5 6 7 Entry 15278+2906, Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars (англ.). Архивировано из оригинала 24 апреля 2005 года., United States Naval Observatory
  11. ↑ Entry 15278+2906, The Washington Double Star Catalog (англ.). Архивировано из оригинала 13 апреля 2008 года., United States Naval Observatory. Accessed on line September 9, 2008.
  12. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Nusakan (англ.). Архивировано из оригинала 8 октября 2007 года., Stars, Jim Kaler.
  13. ↑ A list of six stars whose radial velocities vary, W. W. Campbell and J. H. Moore, Lick Observatory Bulletin 4 , #123 (1907), pp. 161—162. (англ.)
  14. ↑ Orbit of beta Coronae Borealis, J. B. Cannon, Publications of the Dominion Observatory, Ottawa 1 (1914), pp. 373—405, . (англ.)
  15. 1 2 3 The System of β Coronae Borealis, F. J. Neubauer, Astrophysical Journal 99 (March 1944), pp. 134—144, . (англ.)
  16. ↑ Speckle Interferometry. III. High-Resolution Measurements of Twelve Close Binary Systems, A. Labeyrie, D. Bonneau, R. V. Stachnik, and D. Y. Gezari, Astrophysical Journal 194 (December 15, 1974), pp. L147-L151,  (англ.)
  17. ↑ The Binary Nature of the Magnetic Star β CrB, L. Oetken and R. Orwert, Astronomische Nachrichten 305, #6 (1984), pp. 317—323,  (англ.)
  18. ↑ Interferometer Orbits for Seven Binaries, A. A. Tokovinin, Soviet Astronomy Letters 10, #2 (March-April 1984), pp. 121—123, . (англ.)
  19. ↑ Astrometric-spectroscopy binary star orbits. IV — Beta Coronae Borealis, Karl W. Kamper, Harold A. McAlister, and William I. Hartkopf, Astronomical Journal 100, #1 (July 1990), pp. 239—246, doi:10.1086/115510,  (англ.)
  20. ↑ Visual binary orbits and masses post Hipparcos, Staffan Söderhjelm, Astronomy and Astrophysics 341 (January 1999), pp. 121—140, . (англ.)
  21. ↑ Bychkov V.D., Bychkova L.V., Madej J., 2003, 'Catalogue of averaged stellar effective magnetic fields', Astron. Astrophys. 407, 631 (англ.)
  22. ↑ § 7, Limits to Tertiary Astrometric Companions in Binary Systems, Matthew W. Muterspaugh, Benjamin F. Lane, S. R. Kulkarni, Bernard F. Burke, M. M. Colavita, and M. Shao, Astrophysical Journal 653, #2 (December 2006), pp. 1469—1479, , doi:10.1086/508743. (англ.)
Эта статья взята у (из) Wikipedia. Текст лицензируется по Creative Commons - Attribution - Sharealike. К медиа файлам могут применятся дополнительные условия.