Бета Малого Льва

Перейти к навигацииПерейти к поиску
Бета Малого Льва
Двойная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
ТипСпектрально-двойная звезда
Прямое восхождение10ч 27м 53,00с[1]
Склонение+36° 42′ 25,96″[1]
Расстояние154±4 св. года (47±1 пк)[2]
Видимая звёздная величина (V)4.21[3]
СозвездиеМалый Лев
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)+8,52[4] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение−127,68[1] mas в год
 • склонение−110,31[1] mas в год
Параллакс (π)21.19 ± 0.50[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V)+0.85[4]
Спектральные характеристики
Спектральный классG9III[5]
Показатель цвета
 • B−V+0.90[3]
 • U−B+0.64[3]
Физические характеристики
Радиус7,8 R☉
Возраст1,2 млрд. лет
Температура4926 К[9][10]
Светимость36 L☉
Металличность0,09[9][10]
Вращение7,1 км/с[11]
Элементы орбиты
Период (P) 38,6[6] лет
Большая полуось (a) 0.363[6]″
Эксцентриситет (e)0.683[6]
Наклонение (i) 79.1[6]°v
Эпоха периастра (T) 51 400[6]
Аргумент перицентра (ω) 215.2[6]
Коды в каталогах

Ba Бета Малого Льва, β Малого Льва, Beta Leonis Minoris, Beta LMi, β Leonis Minoris, β LMi
Fl 31 Малого Льва, 31 Leonis Minoris, 31 LMi
BD +37 2080, CCDM J10279+3642AB, FK5 390, HD 90537, HIC 51233, HIP 51233, HR 4100, IRAS 10249+3657, PPM 75233, SAO 62053, 2MASS J10275302+3642259, GC 14358, GCRV 6566, N30 2485, PLX 2450, SRS 30390, TD1 14851, TYC 2517-1209-1, UBV 9650, WDS J10279+3642AB[7]

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

Бета Малого Льва — звезда в северном созвездии Малый Лев. Звезда имеет видимую звёздную величину 4.21m[3], и, согласно шкале Бортля, видна невооруженным глазом даже на городском небе. Это единственная звезда в созвездии Малый Лев, имеющая обозначение Байера. Она является второй по яркости звездой в созвездии (самая яркая звезда созвездия — 46 Малого Льва)[8].

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 164 св. года (47,78 пк)[1].

Звезда наблюдается севернее 54° ю. ш., то есть практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением Антарктиды. Лучшее время наблюдения — февраль[12]. Радиальная гелиоцентрическая скорость звезды равна +6 км/с и это значит, что звезда удаляется от Солнца[12].

Свойства двойной системы

Бета Малого Льва в телескоп видна как одна гигантская желтая звезда спектрального класса G9III с некоторыми признаками вторичных спектральных линий. Однако, на самом деле она состоит из пары звёзд: A (видимая звёздная величина 4.40m[3]) и B (видимая звёздная величина 6.12m[3]). Изучая спектр Бета Малого Льва, её можно разложить на отдельные звёзды: желтого субгиганта спектрального класса G и желтовато-белого субгиганта спектрального класса F[3]. Вся система Бета Малого Льва имеет возраст 1,2 млрд. лет[4].

Спектральная двойственность звезды была открыта Уильямом Хасси[англ.] в 1904 году[13]. Движение эллиптическое, происходит по сильно наклоненной орбите: наклон составляет — 79,1°[6] по отношению к наблюдателю на Земле. Так как эти два компонента слишком близки друг к другу, то спектр, не позволяет разрешить звёзды, и лучшая орбита была рассчитана с использованием только спектральных линий первичного компонента, а также были использованы исходные данные известных визуальных наблюдений.

Период обращения составляет около 38,6 лет (14 100 дней), эксцентриситет орбиты очень большой — 0,683. Большая полуось орбиты составляет 0,36 ", но значение её варьируется от 0,1 " до 0,6 "[6]. Пара вращается вокруг друг друга на среднем расстоянии 16,25 а.е., причем большой эксцентриситет то уводит их на расстояние 27 а.е. (несколько меньше орбиты Нептуна — 30,06 а.е.), то сближает их на расстояние всего 5,4 а.е. (что почти равно орбите Юпитера — 5,2 а.е.). Хотя планеты известны и у двойных звёзд, звёзды в системе Бета Малого Льва, вероятно, слишком близки друг к другу, чтобы позволить планетам существовать (и в самом деле, пока, ни одной планеты в системе Бета Малого Льва, не найдено).

Как и многие другие двойные системы, пара звёзд, прекрасно иллюстрирует звездную эволюцию в действии, причем более массивный компонент (который начал свою жизнь как карлик спектрального класса F) был первым, который стал субгигантом. Второй компонент, в конечном итоге последует за первым, что, в конце концов, приведёт к тому, что появится система, состоящая из двух белых карликов.

Компонент A

Спектральный класс Бета Малого Льва A — G8III-IV[3], и это означает, что звезда гораздо больше нашего Солнца (7,8 , правда это мало для гиганта[8]), в два раза тяжелее нашего Солнца (2,11 [4]), и гораздо ярче Солнца (36 [8]). Также это указывает на то, что звезда находится в области красного сгущения на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, где гелий в ядре звезды служит ядерном «топливом», то есть звезда находится на «холодном конце», горизонтальной ветви[14].

Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 5 075 К[8], что придаёт ей характерный желтый оттенок звезды G-типа. Звезда имеет поверхностную гравитацию 2,85 СГС[4] или 7,07 м/с2, то есть практически в 40 раз меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2), что объясняется очень большой площадью её поверхности. Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность и по сравнению с Солнцем, Бета Малого Льва A имеет довольно высокую металличность: содержание железа в ней относительно водорода составляет 123 %[4] от солнечной. Вращаясь с экваториальной скоростью 2,54 км/с[4] (то есть со скоростью практически на 25 % больше солнечной), этой звезде требуется порядка 166 дней, чтобы совершить полный оборот.


Компонент B

Спектральный класс Бета Малого Льва B — F8IV[3], и это означает, что звезда в два раза больше нашего Солнца (2 [8]), почти такой же массы (1,35 [8]), и гораздо ярче Солнца (5,8 [8]), также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 6 200 К[8], что придаёт ей характерный желто-белый оттенок звезды F-типа. Если бы был компонент B, не был бы слишком подавлен компонентом A, то он сиял бы только на 15 % ярче, чем Солнце на нашем небе, и имел бы только половину углового размера нашего Солнца[8].

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357 Vizier catalog entry Архивная копия от 3 марта 2016 на Wayback Machine
  2. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 HR 4100 Архивная копия от 3 октября 2020 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. Accessed on line October 1, 2008.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 The Penn State - Toruń Centre for Astronomy Planet Search stars. IV. Dwarfs and the complete sample (англ.) : journal. — Bibcode: 2018A&A...615A..31D.
  5. ↑ The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars (англ.) : journal. — Bibcode: 1989ApJS...71..245K.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Spectroscopic binary orbits from photoelectric radial velocities - Paper 200: Kappa Persei, Beta Leonis Minoris, 56 Ursae Majoris, HR 4593, and 39 Cygni (англ.) : journal. — Bibcode: 2008Obs...128..176G.
  7. ↑  (англ.) "* bet LMi -- Spectroscopic binary", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 6 марта 2019, Дата обращения: 27 января 2019 Источник. Дата обращения: 3 марта 2019. Архивировано 6 марта 2019 года.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Beta LMi Архивировано 22 августа 2007 года., Stars, Jim Kaler. Accessed on line October 2, 2008.
  9. ↑ 1 2 Deka-Szymankiewicz B., Niedzielski A., Adamczyk M., Adamów M., Nowak G., Wolszczan A. The Penn State - Torun Centre for Astronomy Planet Search stars. IV. Dwarfs and the complete sample (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2018. — Vol. 615. — 11 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201731696 — arXiv:1801.02899
  10. ↑ 1 2 Niedzielski A., Deka-Szymankiewicz B., Adamczyk M., Adamów M., Nowak G., Wolszczan A. The Penn State - Torun Centre for Astronomy Planet Search stars. III. The sample of evolved stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2015. — Vol. 585. — P. 73–73. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201527362
  11. ↑ Massarotti A., Latham D. W., Stefanik R. P., Fogel J. Rotational and radial velocities for a sample of 761 Hipparcos giants and the role of binarity (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2007. — Vol. 135, Iss. 1. — P. 209–231. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1088/0004-6256/135/1/209
  12. ↑ 1 2 HR 4100. Каталог ярких звезд. Дата обращения: 3 марта 2019. Архивировано 6 марта 2019 года.
  13. ↑ b Leonis Minoris (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 3 марта 2019. Архивировано из оригинала 4 марта 2016 года.
  14. ↑ On the Photometric Variability of Red Clump Giants. — Bibcode: 2001BaltA..10..593A.

Ссылки