HD 32450

Перейти к навигацииПерейти к поиску
HD 32450
Двойная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
ТипДвойная звезда
Прямое восхождение05ч 02м 28,42с[1]
Склонение−21° 15′ 23,92″[1]
Расстояние28,0±0,4 св. года (8,6±0,1 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V)8.317[2]
СозвездиеЗаяц
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)−11,00±0,38[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение−143,42[1] mas в год
 • склонение−221,81[1] mas в год
Параллакс (π)116.59 ± 1.51[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V)8,65[b]
Спектральные характеристики
Спектральный классK7V[4]
Показатель цвета
 • B−V+1.42[5]
 • U−B+1.15[5]
Физические характеристики
Масса0,59 M☉
Радиус0,34 R☉
Температура4063,60+449,60
−360,43[6] K
Светимость0,067[6] L⊙
Металличность−0,34[14]
Вращение5,4 км/с[15]
Элементы орбиты
Период (P) 43,55±0,27[7] лет
Большая полуось (a) 1.062±0.049[7]″
Эксцентриситет (e)0.720±0.028[7]
Наклонение (i) 60.7±2.1[7]°v
Узел (Ω) 246.5±3.9[7]°
Эпоха периастра (T)Б 1997.46±0.86[7]
Аргумент перицентра (ω) 280.6±1.2[7]
Коды в каталогах

BD -21 1051, CCDM J05025-2115AB, HD 32450, HIC 23452, HIP 23452, IRAS 05003-2119, PPM 248358, SAO 170003, 2MASS J05022845-2115236, GCRV 2990, GJ 185, IDS 04582-2124 AB, LTT 2151, PLX 1135, UBV 4860, WDS J05025-2115AB[8]

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

HD 32450 (также известная как Глизе 185) — двойная звезда в южном созвездии Зайца. HD 32450 имеет видимую звёздную величину +8,317m[2], и, согласно шкале Бортля, не видна невооружённым глазом даже на идеально-тёмном небе (англ. Excellent dark-sky site).

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[1], известно, что звезда удалена примерно на 75,6 св. лет (23,16 пк) от Земли. Звезда наблюдается южнее 69° с. ш., то есть видна южнее о. Лангёйа (Норвегия), южнее Кольского полуострова, Печорского моря, Карского моря, Обской губы, Восточно-Сибирского моря, моря Бофорта, то есть видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением приполярных областей Арктики. Лучшее время для наблюдения — декабрь.

Средняя пространственная скорость HD 32450 имеет компоненты (U, V, W)=(19.9, 7.28, 1.12)[16], что означает U=19,9 км/с (движется по направлению к галактическому центру), V=7,28 км/с (движется по направлению галактического вращения) и W=1,12 км/с (движется в направлении галактического северного полюса). Примерно через 350 000 лет, звезда приблизится к Солнцу на расстояние 14,8 св. лет[17], когда она будет светить с яркостью до +6,81m, то есть с яркостью, с которой сейчас светит звезда HD 53143 или как, например, HD 170657.

Галактическая орбита HD 23356 находится на расстоянии от 22 300 св. лет до 37 400 св. лет от центра Галактики[18].По небосводу звезда движется на юго-запад[19].

Обозначения компонентов как HD 32450 AB и AС вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[20].

Свойства двойной звезды

HD 32450 — это широкая пара звёзд: в телескоп видно, что это две звезды, блеск которых +8.66m и +10.60m[7]. Обе звезды отдалены друг от друга на угловое расстояние в 1,062 "[7], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 10,385 а.е. и периоду обращения по крайней мере, 43,55 лет[7] (для сравнения, радиус орбиты Сатурна равен 9,54 а.е. и период обращения равен 29,46 лет). У звезды довольно большой эксцентриситет, который равен 0,72[7]. Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 2,91 а.е. (то есть, примерно, до орбиты астероида Полигимни (2,87 а.е.), то удаляются на расстояние 17,86 а.е. (то есть, примерно, до орбиты Урана (19,22 а.е.). Наклонение в системе не очень велико и составляет 60,7°[7], как это видится с Земли. Эпоха периастра, то есть год, когда звезды приблизились друг к другу на минимальное расстояние — 1997 год.

Если мы будем смотреть со стороны HD 32450 A на HD 32450 B, то мы увидим красную звёздочку, которая светит с яркостью от −18,3m до −14,4m, то есть с яркостью от 171,5 до 4,55 Лун в полнолуние в зависимости от положения звезды на орбите. Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — 0,02°[c] (в среднем), то есть в 25 раза меньше нашего Солнца. С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны HD 32450 B на HD 32450 A, то мы увидим оранжевую звезду, которая светит с яркостью −20,27m до −16,33m, то есть с яркостью от 1024 до 27,17 Лун в полнолунии. Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — 0,033°[c], то есть в 15,2 раз меньше нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

В периастре (2,91 а.е.)В апоастре (17,86 а.е.)
mL☾Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle L_\bigodot}%D″[c]Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle D_\bigodot}%mL☾Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle L_\bigodot}%D″[c]Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle D_\bigodot}%
A→B-18,3171,50,043 %25714,3 %-14,44,550,0011 %41,92,3 %
B→A-20,2710240,26 %422,6 23,5 %-16,3327,170,007 %68,93,8 %

Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, но HD 32450 имеет значение металличности почти на половину меньше, чем на Солнце: содержание железа в ней относительно водорода составляет 45,7 %[8], что позволяет предположить, что звезда пришла из других областей Галактики, где было меньше металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря менее плотному звёздному населению и меньшему количеству сверхновых звёзд.

Свойства компонента A

HD 32450 A — карлик, имеющая массу 0,59 Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle M_\bigodot}[10]. Больше о звезде ничего неизвестно, однако, из теории звёздной эволюции известно, что звёзды подобной массы должны быть оранжевыми карликами спектрального класса K7V[21], что указывает на то, что водород в ядре звезды ещё служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезда, в таком случае, будет излучать энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 4060 К[21], что будет придавать ей характерный оранжевый цвет звезды спектрального класса K.

В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1969 году[22]. Угловой размер звезды тогда был оценён в 0,68 mas. Абсолютный радиус звезды был оценён 1977 году в 0,63 Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle R_\bigodot}[11], что очень хорошо согласуется с радиусом звезды её спектрального класса. Светимость для звезды спектрального класса K7, должна составлять 0,042 Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle L_\bigodot}[21]. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,32 а.е., то есть примерно на орбиту Меркурия, чей радиус орбиты составляет 0,39 а.е. Причём с такого расстояния HD 32450 A выглядела бы вдвое больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 1,05°[c] (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Скорость вращения у HD 32450 A почти в три раза больше солнечной и равна 5,4 км/с[8], что даёт период вращения звезды — 6,1 дня. К сожалению, не известен текущий возраст системы, но известно, что звёзды с массой живут на главной последовательности порядка 43,8 млрд. лет.

Свойства компонента B

HD 32450 B — карлик, имеющая массу 0,37 Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle M_\bigodot}[10]. Больше о звезде ничего неизвестно, однако, из теории звёздной эволюции известно, что звёзды подобной массы должны быть красными карликами спектрального класса M3V[23], что указывает на то, что водород в ядре звезды ещё служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезда, в таком случае, будет излучать энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 3250 К[23], что будет придавать ей характерный красноватый цвет звезды спектрального класса M.

В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1977 году. Абсолютный радиус звезды был оценён в 0,39 Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle R_\bigodot}[13], что очень хорошо согласуется с радиусом звезды её спектрального класса. Светимость для звезды спектрального класса K7, должна составлять 0,015 Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle L_\bigodot}[23]. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,12 а.е.. Причём с такого расстояния HD 32450 B выглядела бы более чем втрое больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 1,7°[c] (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

История изучения кратности звезды

В 1929 году американский астроном, работавший в Южноафриканской астрономической обсерватории Х. Ф. Доннер англ. Donner, H. F., открыл, что HD 32450 является, как минимум двойной звездой, то есть открыл компоненты AB и звёзды вошли в каталоги как DON 91[d]. Затем в 1964 году Ф. Холденом англ. Holden, F. было определено, что звезда является трёхкратной, то есть был открыл компонент AC и звезда вошла в каталоги как HLN 8[e]. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[24]:

Компонент ГодКоличество измерений Позиционный уголУгловое расстояниеВидимая звёздная величина компонента I Видимая звёздная величина компонента II
AB 192935 346° 0.5″ 8.66m10.60m
2018354° 0.9″
AC 19644 29° 10.4″ 8.66m11.20m
201528° 32.00″

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды HD 32450 есть спутник (компонент AB), звезда 11-й величины, находящийся на очень малом угловом расстоянии, которое он изменил, двигаясь по эллиптической орбите, в течение последних почти 100 лет и он, несомненно, настоящий компаньон.

Рядом находится, звезда 11-й величины (компонент AC), находящаяся на угловом расстоянии 32 секунд дуги у которой известен каталожный номер — UCAC2 23288972[25]. У звезды известен параллакс, и судя по нему звезда находится на расстоянии порядка 2650 св. лет, и соответственно она в систему HD 32450 не входит, являясь просто фоновой звездой, лежащей на линии прямой видимости.

Ближайшее окружение звезды

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[26] от звезды HD 32450 (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5m) и примечательные звёзды). Их спектральные классы приведены на фоне цвета этих классов (эти цвета взяты из названий спектральных типов и не соответствуют наблюдаемым цветам звёзд):

ЗвездаСпектральный классРасстояние, св. лет
Гамма ЗайцаF6V 5.09
Дельта ЭриданаK0IV 11.17
GJ 3323M4,0V 11.38
HD 36395M1,5V 11.87
40 ЭриданаK1eV 13.11
Пи³ ОрионаF6V 13.32
G 99-47DAP8.9 13.79
82 ЭриданаG8V 14.72
Глизе 250K3 V 15.06
58 ЭриданаG1,5VH-05 16.00
Глизе 213M4.0Vn 16.38
Звезда КаптейнаsdM1 16.91
Каппа¹ КитаG5Vv 17.58
HD 17925K1V 18.03
Эпсилон ЭриданаK2V 18.75

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет, есть ещё 25 красных, оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M, а также 5 белых карликов, которые в список не попали.

Примечания

Комментарии
  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ 1 2 3 Абсолютная звёздная величина вычисляется по формуле:: Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle M=m-5 \lg \frac{d}{d_0}} , где Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle m} — видимая звёздная величина, Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle d} — расстояние до объекта в пк, Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle d_0=} 10 пк
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
    Невозможно разобрать выражение (SVG (MathML можно включить с помощью плагина для браузера): Недопустимый ответ («Math extension cannot connect to Restbase.») от сервера «http://localhost:6011/ru.wikipedia.org/v1/»:): {\displaystyle \delta=2\arctan \left(\frac{R_\mathrm{S}}{d_\mathrm{S}}\right)} , где RS — радиус звезды, выраженный в а.е.; dS — расстояние до звезды, выраженное в а.е.
  4. ↑ DON — ссылка на каталог Доннера, 91 — номер записи в его каталоге
  5. ↑ HLN — ссылка на каталог Холдена, 8 — номер записи в его каталоге
Источники
  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. et al. Validation of the new Hipparcos reduction (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2007. — Vol. 474, no. 2. — P. 653—664. — doi:10.1051/0004-6361:20078357. — Bibcode: 2007A&A...474..653V. — arXiv:0708.1752. Архивировано 2 апреля 2016 года.
  2. ↑ 1 2 Koen, C.; Kilkenny, D.; van Wyk, F.; Marang, F. UBV(RI)C JHK observations of Hipparcos-selected nearby stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2010. — Vol. 403, no. 4. — P. 1949—1968. — doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16182.x. — Bibcode: 2010MNRAS.403.1949K.
  3. ↑ Nidever, David L.; Marcy, Geoffrey W.; Butler, R. Paul; Fischer, Debra A.; Vogt, Steven S. Radial Velocities for 889 Late‐Type Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 141, no. 2. — P. 503. — doi:10.1086/340570. — Bibcode: 2002ApJS..141..503N. — arXiv:astro-ph/0112477.
  4. ↑ Henry, Todd J.; Walkowicz, Lucianne M.; Barto, Todd C.; Golimowski, David A. The Solar Neighborhood. VI. New Southern Nearby Stars Identified by Optical Spectroscopy (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 123, no. 4. — P. 2002—2009. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/339315. — Bibcode: 2002AJ....123.2002H. — arXiv:astro-ph/0112496.
  5. ↑ 1 2 Mermilliod, J.-C. Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished) (англ.) // Catalogue of Eggen's UBV Data language=en : journal. — 1986. — Bibcode: 1986EgUBV........0M. Архивировано 8 декабря 2019 года.
  6. ↑ 1 2 Gaia DR2 2974726131970829952 (англ.). Gaia DR2 (Gaia Collaboration, 2018).
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars (англ.). United States Naval Observatory. Дата обращения: 19 января 2020. Архивировано 1 августа 2017 года.
  8. ↑ 1 2 3  (англ.) "HD 32450 -- Double or multiple star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 29 июня 2020, Дата обращения: 9 декабря 2019 Источник. Дата обращения: 19 января 2020. Архивировано 29 июня 2020 года.
  9. ↑ 1 2 3 4  (англ.) "HD 32450A -- High proper-motion Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Дата обращения: 8 декабря 2019
  10. ↑ 1 2 3 4 Ward-Duong, K.; Patience, J.; De Rosa, R. J.; Bulger, J.; Rajan, A.; Goodwin, S. P.; Parker, R. J.; McCarthy, D. W.; Kulesa, C. The M-dwarfs in Multiples (MINMS) survey - I. Stellar multiplicity among low-mass stars within 15 pc (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2015. — Vol. 449, no. 3. — P. 2618. — doi:10.1093/mnras/stv384. — Bibcode: 2015MNRAS.449.2618W. — arXiv:1503.00724.
  11. ↑ 1 2 CADARS catalog entry: recno=2214 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  12. ↑ 1 2 3 4  (англ.) "HD 32450B -- High proper-motion Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Дата обращения: 8 декабря 2019
  13. ↑ 1 2 CADARS catalog entry: recno=2215 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  14. ↑ Gaidos E., Mann A. W., Lépine S., Buccino A., James D., Petrucci R., Hilton E. J. Trumpeting M dwarfs with CONCH-SHELL: a catalogue of nearby cool host-stars for habitable exoplanets and life (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2014. — Vol. 443, Iss. 3. — P. 2561—2578. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STU1313 — arXiv:1406.7353
  15. ↑ Schröder C., Reiners A., Schmitt J. H. M. M. Ca II HK emission in rapidly rotating stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2009. — Vol. 493, Iss. 3. — P. 1099–1107. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:200810377
  16. ↑ Donner 91 (англ.). Internet Stellar Database.
  17. ↑ García-Sánchez, J.; Weissman, P. R.; Preston, R. A.; Jones, D. L.; Lestrade, J.-F.; Latham, D. W.; Stefanik, R. P.; Paredes, J. M. Stellar encounters with the solar system (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2001. — Vol. 379, no. 2. — P. 634—659. — doi:10.1051/0004-6361:20011330. — Bibcode: 2001A&A...379..634G. See Table 4, p. 644.
  18. ↑ Gliese 185 (HIP 23452) (англ.). Архивировано из оригинала 6 сентября 2013 года.
  19. ↑ HD 32450 Facts (англ.). Universe Guide.
  20. ↑  (англ.) Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). "On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets". arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR].
  21. ↑ 1 2 3 Kieli Star tables. Calstatela (2007). Архивировано 17 марта 2008 года.
  22. ↑ CADARS catalog entry: recno=2216 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  23. ↑ 1 2 3 Kaltenegger, L.; Traub, W. A. Transits of Earth-like Planets (англ.) // The Astrophysical Journal : рец. науч. журнал. — IOP Publishing, 2009. — Vol. 698, no. 1. — P. 519—527. — doi:10.1088/0004-637X/698/1/519. — Bibcode: 2009ApJ...698..519K.
  24. ↑ DON 91: Washington Double Star Catalog catalog entry (англ.). Дата обращения: 19 января 2020. Архивировано 1 мая 2022 года.
  25. ↑  (англ.) "UCAC2 23288972 -- Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Дата обращения: 28 декабря 2019
  26. ↑ Stars within 20 light-years of Mu Cygni: (англ.). Internet Stellar Database.

Ссылки