Эпсилон Лупи - Википедия - Epsilon Lupi

ε Лупи
Созвездие волчанки map.svg
Красный circle.svg
Расположение ε Lupi (в кружке)
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0       Равноденствие J2000.0
СозвездиеВолчанка
Прямое восхождение15час 22м 40.86826s[1]
Склонение–44° 41′ 22.6146″[1]
Видимая величина  (V)3.41[2]
Характеристики
Спектральный типB2 IV-V[3]
U − B индекс цвета–0.778[2]
B − V индекс цвета–0.195[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)+7.9[4] км / с
Правильное движение (μ) РА: −22.86[1] мас /год
Декабрь: −18.87[1] мас /год
Параллакс (π)6.37 ± 0.70[1] мас
Расстояниеок. 510лы
(около 160ПК )
Абсолютная величина  (MV)−2.55[5]
Орбита[3]
НачальныйАа
КомпаньонAb
Период (П)4,55970 г
Большая полуось (а)29.2 р☉
Эксцентриситет (е)0.277
Наклон (я)20.5°
Периастр эпоха (Т)2452790.33
Аргумент периастра (ω)
(вторичный)		17°
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		53,8 км / с
Полуамплитуда (K2)
(вторичный)		64,7 км / с
Подробности
ε Lup Aa
Радиус4.7[3] р☉
Яркость (болометрический)3,200[3] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)3.89 ± 0.17[3] cgs
Температура19,275 ± 1800[3] K
Скорость вращения (v грехя)133[3] км / с
ε Lup Ab
Радиус3.8[3] р☉
Прочие обозначения
ε Lup, CPD −44° 7342, HD  136504, БЕДРО  75264, HR  5708, SAO  225712 .[6]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Эпсилон Лупи, Латинизированный из ε Lup, является кратным звездная система на юге созвездие из Волчанка. Загар видимая визуальная величина 3,41, Эпсилон Лупи можно легко увидеть из южного полушария с достаточно темные небеса. Это пятая по яркости звезда или звездная система в созвездии.[2] Параллакс Согласно измерениям, расстояние до этой системы составляет примерно 510 световых лет (160 парсек ).[1]

Эта система - то, что астрономы называют двойной линией спектроскопическая двойная система. Когда спектр рассматривается, линия поглощения можно просмотреть особенности обеих звезд. В результате Эффект Допплера эти линии меняются по частоте взад и вперед по мере того, как две звезды вращаются вокруг друг друга. Это позволяет некоторым из их орбитальные элементы необходимо вывести, даже если отдельные звезды не были разрешены с помощью телескопа. Пара имеет близкую эллиптическую орбиту с период 4.55970 дней. В орбитальный эксцентриситет составляет 0,277,[3] что означает, что при отрыве при ближайшем приближении, или перицентр, составляет всего 57% расстояния при наибольшем разносе, или апоапсис.[7] Есть третий, более дальний спутник угловое разделение около 1угловая секунда которые могут вращаться вокруг пары с периодом около 64 лет.[3]

Пара, находящаяся на близкой орбите, Эпсилон Лупи Аа и Эпсилон Лупи Аб, оценила массы в 13,24 и 11,46 раз больше. масса Солнца, соответственно. Более далекий компонент, Эпсилон Лупи B, имеет массу примерно в 7,64 раза больше Солнца. Комбинированный звездная классификация системы - B2 IV-V, в то время как отдельные компоненты могут иметь спектральные классы B3 IV, B3 V и A5 V в порядке убывания массы. Скорость вращения внутренней пары A-a, кажется, синхронизирована с их орбитой, так что одна и та же грань каждой звезды всегда обращена к своему партнеру. Вторичный, Epsilon Lupi a, демонстрирует регулярные изменения светимости того же типа, что и при Переменные Beta Cephei, с периодичностью 10,36 цикла в сутки.[3]

Эта звездная система - вероятный член Ассоциация Скорпион-Центавр, а движущаяся группа звезд, которые возникли вместе и разделяют схожую траекторию в космосе.[2]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.), «Подтверждение нового сокращения Hipparcos», Астрономия и астрофизика, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007 A&A ... 474..653V, Дои:10.1051/0004-6361:20078357
  2. ^ а б c d е Гутьеррес-Морено, Аделина; Морено, Хьюго (июнь 1968 г.), "Фотометрическое исследование ассоциации Скорпион-Центавр", Приложение к астрофизическому журналу, 15: 459, Bibcode:1968ApJS ... 15..459G, Дои:10.1086/190168
  3. ^ а б c d е ж грамм час я j k Uytterhoeven, K .; и другие. (Сентябрь 2005 г.), "Орбита тесной спектрально-двойной эпсилон Lup и внутренняя изменчивость ее ранних компонентов B-типа", Астрономия и астрофизика, 440 (1): 249–260, arXiv:astro-ph / 0507376, Bibcode:2005A & A ... 440..249U, Дои:10.1051/0004-6361:20053009
  4. ^ Эванс, Д. С. (20–24 июня 1966 г.). «Пересмотр Общего каталога радиальных скоростей». В Баттене Алан Генри; Слышал, Джон Фредерик (ред.). Определение радиальных скоростей и их применения, Труды симпозиума МАС № 30. Определение радиальных скоростей и их применения. 30. Университет Торонто: Международный астрономический союз. п. 57. Bibcode:1967IAUS ... 30 ... 57E.
  5. ^ Андерсон, Э .; Фрэнсис, гл. (2012), «XHIP: расширенная компиляция hipparcos», Письма об астрономии, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL ... 38..331A, Дои:10.1134 / S1063773712050015.
  6. ^ "gam Sgr - переменная звезда", SIMBAD, Центр астрономии Донна в Страсбурге, получено 2012-01-08
  7. ^ Отношение перицентра (rп) к апоапсису (rа) дан кем-то:
    куда е эллиптичность.