BO Близнецов

BO Близнецов
Звезда
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение	6ч 25м 1,30с[1]
Склонение	+17° 58′ 12,78″[1]
Расстояние	890,8686 ± 55,0791 пк[1]
Видимая звёздная величина (V)	11,73 ± 0,9[2]
Созвездие	Близнецы
Астрометрия
Собственное движение
• прямое восхождение	4,47 ± 0,099 mas/год[1]
• склонение	−10,821 ± 0,089 mas/год[1]
Параллакс (π)	1,1225 ± 0,0694 mas[1]
Спектральные характеристики
Спектральный класс	A2[3]
Показатель цвета
• B−V	0,44
Переменность	затменная звезда[4][5]
Коды в каталогах UCAC4 540-026935, AN 293.1934, HD 256729, TYC 1332-339-1, GSC 01332-00339, UCAC2 38042731, UCAC3 216-56931, 2MASS J06250130+1758128, EPIC 202064026, Gaia DR1 3370549940010738688, Gaia DR2 3370549944308889216, BO Gem и TIC 430057585
Информация в базах данных
SIMBAD	V* BO Gem
Информация в Викиданных ?

BO Близнецов (лат. BO Geminorum), HD 256729 — тройная звезда в созвездии Близнецов на расстоянии приблизительно 2904 световых лет (около 891 парсек) от Солнца. Видимая звёздная величина звезды — от +15,1^m до +11,3^m[6]. Возраст звезды определён как около 660 млн лет^[7].

Открыта Куно Хофмейстером в 1934 году^[8]*.

Пара первого и второго компонентов — двойная затменная переменная звезда типа Алголя (EA)^[9][10][11]. Орбитальный период — около 4,0686 суток^[12].

Первый компонент — белая звезда спектрального класса A2^{[6][13][14][15]}. Масса — около 2,07 солнечной, радиус — около 2,7 солнечного, светимость — около 21,104 солнечной. Эффективная температура — около 7523 К^[1].

Второй компонент — оранжевый субгигант спектрального класса K3IV^[8]. Масса — около 0,36 солнечной, радиус — около 3,4 солнечного, светимость — около 5,5 солнечной^[16].

Третий компонент. Масса — не менее 4,5 солнечной^[8]*. Орбитальный период — около 65 лет^[8]*.

Открыта Хофмейстером в 1934 году как переменная типа Алголя. Визуальные и фотометрические элементы орбиты были определены Стефаном Пиотровский^[пол.] в 1939 и Луиджи Яккья^[итал.] в 1940 году. Многолетние визуальные наблюдения в период с 1947 по 1966 год позволили Розалии Сзафраниец^[пол.] построить кривую блеска звезды и показать неизменность периода. На основе наблюдений Сзафраниец в 1971 году Крейнер построил первую для BO Близнецов диаграммы O−C^[8].

Эрдем в 2010 году проанализировал^[8] изменение периода переменности звезды. Оказалось, что оно может быть описано направленной вверх параболой, на которую накладываются синосуидальный компонент. Параболические изменения объясняются перетеканием материи с более легкой звезды на более тяжёлую. Орбитальный период звезды быстро и монотонно растёт со скоростью 0,24 секунды за год, что соответствует скорости перетекания 9,9⋅10^-7M_⊙ в год. Синусоидальные же изменения периода могут быть объяснены наличием в системе третьего тела. Расчёты для BO Близнецов дают для гипотетического третьего компонента орбитальный период 65 лет и разброс масс от 4,5 до 18,9M_⊙. Получается, что даже минимальная масса компонента больше, чем у первых двух компонентов вместе взятых. Нормальная (невырожденная, т.е. не белый карлик, не нейтронная звезда, не чёрная дыра) звезда такой массы была бы легко обнаружена спектрографически, т.к. её вклад в общий блеск системы должен составлять 64%. Автор полагает, что для окончательного объяснения противоречия необходимы новые наблюдения и исследования.