44 Волопаса

Перейти к навигацииПерейти к поиску
44 Волопаса
Звезда
44 Волопаса в представлении художника
44 Волопаса в представлении художника
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение15ч 03м 47,30с[1]
Склонение+47° 39′ 14,62″[1]
СозвездиеВолопас
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)−17,89 ± 0,4 км/с[5][6]
Собственное движение
 • прямое восхождение−445,84 ± 1,44 mas/год[1]
 • склонение19,86 ± 1,67 mas/год[1]
Параллакс (π)79,95 ± 1,56 mas[1]
Абсолютная звёздная величина (V)5,41
Спектральные характеристики
Спектральный классG0Vn[7]
ПеременностьW Большой Медведицы[8][9]
Физические характеристики
Масса0,8 M☉
Радиус1,27 R☉
Температура5820 К[10]
Светимость0,59 L☉
Металличность−0,5[10]
Вращение3,15 км/с[11]
Коды в каталогах

HD 133640, SAO 45357, HIP 73695, HR 5618, IRAS 15021+4750, GJ 575, ADS 9494 AB, 1ES 1502+47.8, PLX 3410, BD+48 2259, CCDM J15038+4739AB, GC 20281, GCRV 65212, HIC 73695, N30 3404, ROT 5698, TD1 17940, i Boo, uvby98 100133640 ABV, 2EUVE J1503+47.6, EUVE J1503+47.6, RX J1503.7+4739, WDS J15038+4739AB, RBS 1458, RX J1503.8+4739, 1RXS J150348.3+473924, PMSC 15005+4803, UCAC3 276-123545, UCAC4 689-055438, 2MASS J15034736+4739152, Ci 20 907, [ZEH2003] RX J1503.8+4739 1, WEB 12597, 44 Boo, i Boo, TIC 283819432 и UBV M 20543

Информация в базах данных
SIMBAD* i Boo
Звёздная система
У звезды существует несколько компонентов
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

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[12].

Третий и четвёртый компоненты — двойная затменная переменная звезда типа W Большой Медведицы (EW)[13]. Видимая звёздная величина звезды — от +4,86m до +4,7m[14]. Орбитальный период — около 0,2678 суток (6,4277 часов)[15].

Характеристики

Первый компонент (CCDM J15038+4739A) — жёлтый карлик спектрального класса G0Vn[16][17][18], или F5V[12]. Видимая звёздная величина звезды — +6,2m[19]. Масса — около 1,081 солнечной, радиус — около 1,291 солнечного, светимость — около 1,601 солнечной[20]. Эффективная температура — около 5248 K[21].

Второй компонент — красный карлик спектрального класса M. Масса — около 201,17 юпитерианских (0,192 солнечной)[22]. Удалён на 1,535 а.е.[22].

Третий компонент (CCDM J15038+4739Ba) — жёлтый карлик спектрального класса G2V[14][23], или K0V[18]. Масса — около 0,95 солнечной[24]. Эффективная температура — около 5096 K[21]. Орбитальный период — около 209,8 лет[25]. Удалён на 3,67 угловой секунды[25].

Четвёртый компонент (CCDM J15038+4739Bb) — жёлтый карлик спектрального класса G2V[14][23], или K4V[18]. Масса — около 0,45 солнечной[24].

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[26], 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"[27]. 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[28]. 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[29].

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:

ЗвездаСпектральный классРасстояние, св. лет
BD+45 2247M0 V 3,8
G 179-20M V 4,0
BD+53 1719K V 5,7
G 179-43M V / M V 6,1
GJ 1187M V 8,1
θ ВолопасаF7 V / M3 V / D? VII 8,4
BD+47 2112M3 Ve / M3 Ve 8,9
Росс 1041M3,5 V 9,1
LP 98-132M V 9,9
BD+50 2030K5-M0 Vp 10,0
BD+39 2947G8 V / ? 12
χ ГеркулесаF8-9 V 13
CM ДраконаM4,5 Ve / M4,5 V / DC D 14
σ ВолопасаF3 Vw 17
РутиликF9-G0 IV / ? / K0 V /? 18
19 ДраконаF6 V / ? 20
26 ДраконаG0-1 V / K3 V / M1 V 20

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5 Leeuwen F. v. Validation of the new Hipparcos reduction (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2007. — Vol. 474, Iss. 2. — P. 653–664. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20078357 — arXiv:0708.1752
  2. ↑ 1 2 Høg E., Fabricius C., Makarov V. V., Urban S., Corbin T., Wycoff G., Bastian U., Schwekendiek P., Wicenec A. The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2000. — Vol. 355. — P. L27—L30. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  3. ↑ 1 2 Bidelman W. P. G. P. Kuiper's spectral classifications of proper-motion stars (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 1985. — Vol. 59. — P. 197–227. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/191069
  4. ↑ Uesugi A., Fukuda I. Catalogue of rotational velocities of the stars (англ.) — 1970. — Vol. 189.
  5. ↑ Maldonado J., Martínez-Arnáiz R. M., Eiroa C., Montes D., Montesinos B. A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2010. — Vol. 521. — P. A12. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201014948 — arXiv:1007.1132
  6. ↑ Bilir S., Karataş Y., Demircan O., Eker Z. Kinematics of W Ursae Majoris type binaries and evidence of the two types of formation (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2005. — Vol. 357, Iss. 2. — P. 497–517. — 21 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1111/J.1365-2966.2005.08609.X — arXiv:astro-ph/0411291
  7. ↑ Gray R. O., Napier M. G., Winkler L. I. The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2001. — Vol. 121, Iss. 4. — P. 2148–2158. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/319956
  8. ↑ Kukarkin B. V., Kholopov P. N., Pskovsky Y. P., Efremov Y. N., Kukarkina N. P., Kurochkin N. E., Medvedeva G. I. General Catalogue of Variable Stars, 3rd ed. — 1971.
  9. ↑ N. N. Samus’, Kazarovets E. V., Durlevich O. V., Kireeva N. N., Pastukhova E. N. General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1 (англ.) // Astronomy Reports / D. Bisikalo — MAIK Nauka/Interperiodica, Springer Science+Business Media, 2017. — Vol. 61, Iss. 1. — P. 80–88. — ISSN 1063-7729; 1562-6881; 0004-6299 — doi:10.1134/S1063772917010085
  10. ↑ 1 2 Hirsch L. A., Rosenthal L., Fulton B. J., Howard A. W., Ciardi D. R., Marcy G. W., Nielsen E., Petigura E. A., de Rosa, Robert J., Isaacson H. et al. Understanding the Impacts of Stellar Companions on Planet Formation and Evolution: A Survey of Stellar and Planetary Companions within 25 pc (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2021. — Vol. 161, Iss. 3. — P. 32. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/1538-3881/ABD639 — arXiv:2012.09190
  11. ↑ Martínez-Arnáiz R., Maldonado J., Montes D., Eiroa C., Montesinos B. Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2010. — Vol. 520. — P. 79–79. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/200913725 — arXiv:1002.4391
  12. ↑ 1 2 Luck R. E. Abundances in the Local Region II: F, G, and K Dwarfs and Subgiants (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2016. — Vol. 153, Iss. 1. — 19 p. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 — arXiv:1611.02897
  13. ↑ Kreiner J. M. Up-to-date linear elements of eclipsing binaries (англ.) // Acta Astronomica / M. Kubiak — Copernicus Foundation for Polish Astronomy, 2004. — Vol. 54. — P. 207–210. — ISSN 0001-5237
  14. ↑ 1 2 3 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.
  15. ↑ Zhang X., Qian S. Orbital period cut-off of W UMa-type contact binaries (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2020. — Vol. 497, Iss. 3. — P. 3493—3503. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STAA2166
  16. ↑ Hinkel N. R., Unterborn C., Kane S. R., Somers G., Galvez R. A Recommendation Algorithm to Predict Giant Exoplanet Host Stars Using Stellar Elemental Abundances (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2019. — Vol. 880, Iss. 1. — 13 p. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.3847/1538-4357/AB27C0 — arXiv:1805.12144
  17. ↑ Boro Saikia S., Marvin C. J., Jeffers S. V., Reiners A., Cameron R., Marsden S. C., Petit P., Warnecke J., Yadav A. P. Chromospheric activity catalogue of 4454 cool stars. Questioning the active branch of stellar activity cycles (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2018. — Vol. 616. — P. 108–108. — 23 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201629518 — arXiv:1803.11123
  18. ↑ 1 2 3 Docobo J. A., Andrade M. A methodology for the description of multiple stellar systems with spectroscopic subcomponents (англ.) // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 2006. — Vol. 652, Iss. 1. — P. 681–695. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/508053
  19. ↑ Dommanget J. Каталог компонентов двойных и кратных звёзд // Catalogue des Composantes d'Étoiles Doubles et Multiples, Première Édition — 1994. — Т. 115. — С. 1.
  20. ↑ Schofield M., Chaplin W. J., Huber D., Campante T. L., Davies G. R., Miglio A., Ball W. H., Appourchaux T., Basu S., Bedding T. R. et al. The Asteroseismic Target List for Solar-like Oscillators Observed in 2 minute Cadence with the Transiting Exoplanet Survey Satellite (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 2019. — Vol. 241, Iss. 1. — 10 p. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.3847/1538-4365/AB04F5 — arXiv:1901.10148
  21. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  22. ↑ 1 2 Kervella P., Arenou F., Mignard F., Thévenin F. Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2019. — Vol. 623. — P. 72–72. — 23 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201834371 — arXiv:1811.08902
  23. ↑ 1 2 Montesinos B., Eiroa C., Krivov A. V., Marshall J. P., Pilbratt G. L., Liseau R., Mora A., Ertel S., Bayo A., Wolf S. et al. Incidence of debris discs around FGK stars in the solar neighbourhood (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2016. — Vol. 593. — P. 51–51. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201628329 — arXiv:1605.05837
  24. ↑ 1 2 Tokovinin A. Comparative statistics and origin of triple and quadruple stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2008. — Vol. 389, Iss. 2. — P. 925–938. — 14 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1111/J.1365-2966.2008.13613.X — arXiv:0806.3263
  25. ↑ 1 2 Malkov O. Y., Tamazian V. S., Docobo J. A., Chulkov D. A. Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 546. — 5 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201219774
  26. ↑ Johnson, H. M. & Wright, C. D. Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun (англ.). Astrophysical Journal Supplement Series (ISSN 00670049), vol. 53, Nov. 1983, p. 643-711 (ноябрь 1983). Дата обращения: 8 июня 2009. Архивировано 16 февраля 2012 года.
  27. ↑ 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.
  28. ↑ 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.
  29. ↑ 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 00046361), vol. 211, no. 1, Feb. 1989, p. 81-98. (февраль 1989). Дата обращения: 8 июня 2009. Архивировано 1 апреля 2012 года.