Тета Большой Медведицы

Перейти к навигацииПерейти к поиску
Тета Большой Медведицы
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000)
Прямое восхождение09ч 32м 51,43с[1]
Склонение+51° 40′ 38,28″[1]
Расстояние43,96 ± 0,08 св.г.
(13,48 ± 0,03 пк)
Видимая звёздная величина (V)3,166[2]
СозвездиеБольшая Медведица
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)+14,6[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение−947,46[1] mas в год
 • склонение−535,60[1] mas в год
Параллакс (π)74,19 ± 0,14[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V)2,43[2]
Спектральные характеристики
Спектральный классF6IV[4]
Показатель цвета
 • B−V+0,46[4]
 • U−B+0,03[5]
Физические характеристики
Масса1,41[2] M⊙
Радиус2,365 ± 0,008[6] R⊙
Возраст2,2[3] млрд лет
Температура6300 ± 33[6] K
Светимость7,871 ± 0,158[6] L⊙
Металличность–0,18 ± 0,07[2]
Вращение6,8[2] км/с
Часть отWDS J09329+5141AB[вд]
Коды в каталогах

θ Ursae Majoris, θ UMa, Theta UMa, 25 Ursae Majoris, BD+52 1401, CCDM J09329+5141A, FK5 358, GC 13157, HD 82328, HIP 46853, HR 3775, IDS 09262+5208 A, PPM 32203, SAO 27289, WDS J09329+5141A.[7]

Информация в базах данных
SIMBADданные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Тета Большой Медведицы (θ Ursae Majoris, θ UMa) — звезда, вероятно, спектрально-двойная, в северном околополярном созвездии Большой Медведицы. Обладает видимой звёздной величиной 3,17,[2] является одной из самых ярких звёзд созвездия. Расстояние до данной звезды измерялось по методу тригонометрического параллакса, что дало расстояние около 43,96 световых лет.[1]

В 1976 году Х. Абт и С. Леви объявили, что звезда является спектрально-двойной системой с орбитальным периодом 371 день.[8] К. Морби и Р. Гриффин подвергли сомнению данный вывод в 1987 году, предположив, что наблюдательные данные могут быть объяснены случайностями.[9] Наблюдения 2009 года показали изменения лучевой скорости с амплитудой 180 м/с, хотя не было достаточных доказательств того, что орбита является кеплеровой.[9] Существует компаньон 14 звёздной величины на угловом расстоянии 4,1 угловой секунды,[10] поэтому звезда может оказаться тройной.[11]

Изображение Теты Большой Медведицы в видимом диапазоне, изображение SIMBAD.

Первичный компонент данной системы принадлежит классу F6 IV,[4] следовательно, она является субгигантом, проэволюционировавшим относительно главной последовательности. В 2009 году Х. Абт отнёс звезду к классу F7 V в предположении, что она находится на главной последовательности.[12] Звезда превосходит Солнце по размерам, масса составляет 141% от массы Солнца, радиус равен 2,5 радиусам Солнца.[2] Таким образом, звезда излучает больше энергии и эволюционирует быстрее чем Солнце. Светимость составляет 8 светимостей Солнца,[4] возраст оценивается в 2,2 млрд лет.[3] Энергия излучается из внешней части атмосферы звезды с эффективной температурой около 6300 K. [6] При такой температуре звезда обладает жёлто-белым оттенком, типичным для звезды спектрального класса F.[13]

Учёные из Обсерватории Макдональд определили пределы по массе для гипотетических планет вокруг главной звезды: от 0,24 до 4,6 масс Юпитера, при этом среднее расстояние между ними должно быть от 0,05 до 5,2 а.е..[12]

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (November 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
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Fuhrmann, Klaus (February 2008), "Nearby stars of the Galactic disc and halo - IV", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 384 (1): 173—224, Bibcode:2008MNRAS.384..173F, doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12671.x{{citation}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  3. ↑ 1 2 3 Nordström, B.; et al. (May 2004), "The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs", Astronomy and Astrophysics, 418: 989—1019, arXiv:astro-ph/0405198, Bibcode:2004A&A...418..989N, doi:10.1051/0004-6361:20035959
  4. ↑ 1 2 3 4 Mallik, Sushma V. (December 1999), "Lithium abundance and mass", Astronomy and Astrophysics, 352: 495—507, Bibcode:1999A&A...352..495M
  5. ↑ Johnson, H. L.; et al. (1966), "UBVRIJKL photometry of the bright stars", Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 4 (99), Bibcode:1966CoLPL...4...99J
  6. ↑ 1 2 3 4 Boyajian, Tabetha S.; et al. (February 2012), "Stellar Diameters and Temperatures. I. Main-sequence A, F, and G Stars", The Astrophysical Journal, 746 (1): 101, arXiv:1112.3316, Bibcode:2012ApJ...746..101B, doi:10.1088/0004-637X/746/1/101. See Table 10.
  7. ↑ "tet UMa -- Spectroscopic binary", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано из оригинала 13 марта 2016, Дата обращения: 4 февраля 2012
  8. ↑ Abt, H. A.; Levy, S. G. (March 1976), "Multiplicity among solar-type stars", Astrophysical Journal Supplement Series, 30: 273—306, Bibcode:1976ApJS...30..273A, doi:10.1086/190363
  9. ↑ 1 2 Morbey, C. L.; Griffin, R. F. (June 1987), "On the reality of certain spectroscopic orbits", Astrophysical Journal, Part 1, 317: 343—352, Bibcode:1987ApJ...317..343M, doi:10.1086/165281
  10. ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. A catalogue of multiplicity among bright stellar systems (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2008. — September (vol. 389, no. 2). — P. 869—879. — doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x. — Bibcode: 2008MNRAS.389..869E. — arXiv:0806.2878.
  11. ↑ Kaler, James B., "THETA UMA (Theta Ursae Majoris)", Stars, University of Illinois, Архивировано из оригинала 6 февраля 2012, Дата обращения: 25 февраля 2012
  12. ↑ 1 2 Wittenmeyer, R. A.; et al. (2006), "Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program", The Astronomical Journal, 132 (1): 177—188, arXiv:astro-ph/0604171, Bibcode:2006AJ....132..177W, doi:10.1086/504942
  13. ↑ "The Colour of Stars", Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, December 21, 2004, Архивировано из оригинала 3 декабря 2013, Дата обращения: 16 января 2012