T Насоса

Перейти к навигацииПерейти к поиску
T Насоса
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение09ч 33м 50,86с[1]
Склонение−36° 36′ 56,74″[1]
Расстояние11 000 ± 1000 св. лет (3400 ± 300 пк)
Видимая звёздная величина (V)8,86 - 9,76[2]
СозвездиеНасос
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)27,51 ± 4,45[1] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение−6,969[1] mas в год
 • склонение+5,850[1] mas в год
Параллакс (π)0,2924 ± 0,0286[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V)−3,42[3]
Спектральные характеристики
Спектральный классF6Ib-G5[2]
Показатель цвета
 • B−V0,67
Переменностьδ Cep[2]
Физические характеристики
Радиус52[1] R⊙
Возраст100[3] млн лет
Температура5286[1] K
Светимость1889[1] L⊙
Металличность−0,24[4]
Коды в каталогах
T Ant, HIP 46924, SAO 200500, CD−36°5776
Информация в базах данных
SIMBADданные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

T Насоса (англ. T Antlia) — классическая цефеида на расстоянии 10-12 тысяч световых лет от Солнца в созвездии Насоса. Представляет собой бело-жёлтый сверхгигант спектрального класса F6Iab, видимая звёздная величина меняется в пределах от 8,86 до 9,76 с периодом 5,89820 дней.

Переменность

Кривая блеска T Насоса, полученная при наблюдениях на спутнике NASA Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS)

Видимая звёздная величина меняется регулярно с периодом 5,89820 дней. Кривая блеска имеет повторяющуюся правильную форму и обладает быстрым подъёмом, занимающим 23% от периода, и медленным спадом. Максимальная яркость соответствует видимой звёздной величине 8,86, минимальный блеск достигается при 9,76; эти значения также сохраняются на длительных интервалах времени[2].

Амплитуда, форма кривой блеска, период и постоянство параметров кривой блеска свидетельствуют о том, что T Насоса является цефеидой. Однако точный тип переменности достоверно не известен. Звезду относят к цефеидам второго типа, старым звёздам второго типа населения, но есть и гипотезы о принадлежности объекта к более молодым и массивным классическим цефеидам, также известным как переменные типа δ Цефея[3].

Расчёты показывают, что период пульсации увеличивается примерно на полсекунды в год. Это также означает снижение эффективной температуры, что должно происходить как при первом пересечении полосы нестабильности после ухода звезды с главной последовательности, так и при движении по голубой петле. Первое пересечение полосы нестабильности очень быстрое, считается, что T Насоса пересекает полосу в третий раз (второе пересечение происходит при увеличении температуры в начале голубой петли)[3].

Изменение блеска цефеид происходит вследствие пульсации их верхних слоёв, что приводит к изменению как температуры, так и радиуса. Радиус T Насоса по оценкам меняется на 5.4 радиусов Солнца, то есть на 10% своего радиуса[5]. Температура и, следовательно, спектральный класс, также меняются. Предположительно, спектральный класс меняется от F6 до G5[2].

Звёздная система

Анализ формы кривой блеска показал небольшие отклонения, которые можно описать синусоидой. Предполагается, что такие вариации связаны с орбитальным движением переменной звезды. Тем не менее, наличие второго компонента в системе не подтверждено. Предполагаемый объект-компаньон должен совершать полный оборот вокруг главной звезды за 42,4 года, большая полуось орбиты при этом составляет около 10.8 а.e.[3].

Неплотное рассеянное скопление находится вблизи местоположения T Насоса. Вписывание изохрон в распределение данных о наиболее ярких звёздах показывает точку поворота с главной последовательностью, сопоставимую с положением T Насоса на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Наиболее голубые звёзды скопления и сама T Насоса лучше всего соответствуют изохроне возрастом 100 миллионов лет. Вписывание изохроны в расположение красных звёзд даёт оценку возраста около 79 миллионов лет[3].

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Brown, A. G. A. et al. Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2018. — August (vol. 616). — P. A1. — doi:10.1051/0004-6361/201833051. — Bibcode: 2018A&A...616A...1G. — arXiv:1804.09365. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Watson, Christopher. T Antliae. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers (4 января 2010). Дата обращения: 26 сентября 2019. Архивировано 5 января 2021 года.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Turner, D. G.; Berdnikov, L. N. The nature of the Cepheid T Antliae (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2003. — Vol. 407, no. 1. — P. 325—334. — doi:10.1051/0004-6361:20030835. — Bibcode: 2003A&A...407..325T.
  4. ↑ Luck, R. E.; Andrievsky, S. M.; Kovtyukh, V. V.; Gieren, W.; Graczyk, D. The Distribution of the Elements in the Galactic Disk. II. Azimuthal and Radial Variation in Abundances from Cepheids (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2011. — Vol. 142, no. 2. — P. 51. — doi:10.1088/0004-6256/142/2/51. — Bibcode: 2011AJ....142...51L. — arXiv:1106.0182.
  5. ↑ Tsvetkov, TS. G. Absolute and relative amplitudes of variations in radius of classical cepheids (англ.) // Astrophysics and Space Science[англ.] : journal. — 1988. — Vol. 150, no. 2. — P. 223—234. — doi:10.1007/BF00641718. — Bibcode: 1988Ap&SS.150..223T.