Лямбда Весов

Лямбда Весов
Двойная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Тип	Кратная звезда
Прямое восхождение	15ч 53м 20,05с[1]
Склонение	−20° 10′ 1,42″[1]
Расстояние	380,8±14,6 св. года (116,8±4,5 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V)	5,03[2]
Созвездие	Весы
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)	−2,0 ± 0,5[3] км/c
Собственное движение
• прямое восхождение	−9,81[1] mas в год
• склонение	−26,85[1] mas в год
Параллакс (π)	8,5645 ± 0,3169[4] mas
Абсолютная звёздная величина (V)	− 0,56[5]
Спектральные характеристики
Спектральный класс	B3V[6]
Показатель цвета
• B−V	−0.023[2]
• U−B	−0.584[2]
Переменность	ELL[7]
Физические характеристики
Радиус	3,9 R☉
Возраст	282 млн лет
Светимость	743 L☉
Вращение	138 км/с[14]
Элементы орбиты
Период (P)	14,4829 ± 0,0004 дн.[8] или 0,0396 лет
Большая полуось (a)	0,001610[9]″
Эксцентриситет (e)	0,27 ± 0,09[8]
Эпоха периастра (T)	2 435 172,380 ± 0,664 JD[8]
Аргумент перицентра (ω)	217 ± 17[8]
Коды в каталогах Ba Лямбда Весов; λ Весов, Lambda Librae, λ Librae, Lambda Lib, λ Lib Fl 45 Весов, 45 Librae, 45 Lib BD -19 4249, FK5 1415, HD 142096, HIC 77811, HIP 77811, HR 5902, IRAS 15504-2001, PPM 264819, SAO 183895, 2MASS J15532005-2010012, GC 21327, GCRV 9144, N30 3566, TD1 18632, TYC 6195-1763-1
Информация в базах данных
SIMBAD	данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента Их параметры представлены ниже:
Компонент Aa Лямбда Весов Aa Тип Бело- голубой карлик Видимая звёздная величина 5,03[9] Абсолютная звёздная величина (V) -0.31[b] Спектральный класс B2.5V[9] Масса 3,67[9] M⊙ Радиус 3,9[10] R⊙ Возраст 282 млн.[5] лет Температура 9455+150 −378[4] K Светимость 743[11] L⊙ Металличность −0.27[11] Вращение 155 км/с[12]
Компонент Ab Лямбда Весов Ab Тип Бело-жёлтый карлик Масса 2,04[9] M⊙
Источники: [13]
Информация в Викиданных ?

Лямбда Весов (λ Весов, Lambda Librae, λ Librae, сокращ. Lambda Lib, λ Lib) — кратная звезда^[c] в зодиакальном созвездии Весов. Лямбда Весов находится почти на эклиптике, поэтому она может покрываться Луной и (редко) планетами.

Лямбда Весов имеет видимую звёздную величину +5,03^m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом на засвеченном пригородном небе (англ. Bright suburban sky). Из измерений параллакса, полученных во время миссии Gaia^[4], известно, что звезда удалена примерно на 381 св. лет (116 пк) от Земли. На таком расстоянии видимая звёздная величина этой системы уменьшается из-за межзвёздного поглощения межзвёздной пылью на величину 0,22^m[5]. Звезда наблюдается южнее 70° с. ш., то есть звезда видна южнее островов Тромс, Вайгач, полуострова Ямал и острова Баффинова Земля. Лучшее время для наблюдения — май^[15].

Лямбда Весов движется довольно медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна 6 км/с^[15], что составляет 60 % скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Звезда приближалась к Солнцу на расстояние 360,59 св. лет 0,938 млн. лет^[16] назад, когда она увеличивала свою яркость на 0,12^m до величины 4,91^m (то есть звезда светила примерно как Пси¹ Возничего светят сейчас). По небосводу звезда движется на юго-запад^[17], проходя по небесной сфере со 0,0286 угловых секунд в год.

Средняя пространственная скорость Лямбда Весов имеет компоненты (U, V, W)=(-1.3, −13.6, −6.7)^[16], что означает U=−1,3 км/с (движется по направлению от галактического центра), V=−13,6 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W=−6,7 км/с (движется в направлении южного галактического полюса).

Лямбда Весов (латинизированный вариант лат. Lambda Librae) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году^[17]. Хотя звезда имеет обозначение λ (Лямбда — 11-я буква греческого алфавита), однако, сама звезда — 17-я по яркости в созвездии. 45 Весов (латинизированный вариант лат. 45 Librae) является обозначением Флемстида^[17].

Лямбда Весов Aa и Ab являются очень узкой парой спектрально-двойных звёзд, в который компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в 1,610 mas^[9], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 0,18412 а.е. и периоду обращения равному 14,4829 дн.^[9], то есть звезда находится на расстоянии 39,59 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ (для сравнения радиус орбиты Меркурия равен 0,39 а.е. и период обращения равен 87,969 дн). У орбиты весьма большой эксцентриситет, который равен 0,27^[8]. Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 0,13 а.е. (28,9 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$), то удаляются на расстояние 0,23 а.е. (50,28 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$).

Звезда слегка переменная: во время наблюдений яркость звезды меняется на 0,02^m, колеблясь вокруг значения 5,03^m[21], без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды или звёзд несколько периодов), тип переменной определён как эллипсоидальная переменная. Причём звёзды расположены так близко, что Лямбда Весов Aa и Лямбда Весов Ab «делают» свои спутники эллипсоидальными звёздами, заставляя их вытягиваться в свою сторону.

Возраст звезды Лямбда Весов определён, как 282 млн. лет^[5], также известно, что звёзды с массой 3,67 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$^[9] живут на главной последовательности порядка 0,262 млрд. лет, то таким обозом Лямбда Весов Aa уже скоро, через несколько десятков миллионов лет, станет красным гигантом, а затем, сбросив внешние оболочки, станет белым карликом. При чём в этой фазе своего существования она, наверняка, поглотит Лямбда Весов Ab, возможно, произведя вспышку, подобную новой звезде.

Есть свидетельства, что в системе присутствует третий компонент, о котором ничего не известно^[9]. Система является источником рентгеновского излучения^[22], а сама звезда является возможным членом OB-ассоциации Скорпиона — Центавра^[23].

Лямбда Весов Aa, судя по её массе, которая вычеслена по законам Кеплера и равна 3,67 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$^[9] родилась как карлик спектрального класса B8V. Тогда её радиус был порядка 3,0 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$, а эффективной температуре около 11 400 К^[24], но затем в процессе эволюции звезда несколько увеличила свой радиус и остыла. Также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности, однако звезда, по-видимому, собирается отказаться от своего водородного «горения» в ядре, если это ещё не произошло. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 9455 К^[4], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Её светимость равна 743 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$^[11], хотя по закону Стефана-Больцмана, её светимость составляет 109 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$, что также может указывать на завершение звёздной эволюции и переходу к стадии субгиганта.

В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1972 году, а поскольку звезда двойная то скорее всего измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Лямбда Весов Aa, измеренный напрямую

Год	m	Спектр	D (mas)	Rабс (${\displaystyle R_{\bigodot }}$)	Комм.
1972	5,02	B3V	0,22	3,9	[25]
1979	5,03	B2.5V	0,21	3,2	[26]

Eё радиус в настоящее время, оценивается в 3,9 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$^[10].

Зная массу и радиус звезды можно вычислить, что звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для карликовой звезды/субгиганта —3,84 СГС^[11] или 69,2 м/с², что составляет 25 % от солнечного значения (274,0 м/с²).

Лямбда Весов Aa имеет металличность существенно меньшую по сравнению Солнцем и равную −0,27^[11], то есть 54 % от солнечного значения, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из других областей Галактики, где было дольно много металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря менее плотному звёздному населению и меньшему количеству сверхновых звёзд. Лямбда Весов Aa вращяется со скоростью в 77,5 раз больше солнечной и равной 155 км/с^[12], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, — 1,3 дней.

Также она бедная гелием пекулярная звезда^[27]. Она является потенциальной Вега-подобной звездой и это означает, что она показывает избыток инфракрасного излучения характерный для остаточного диска^[28].

Лямбда Весов Ab, судя по её массе, которая вычмслена по законам Кеплера и равна 2,04^[9], родилась как карлик спектрального класса A3V^[29] (то есть звезда будет напоминать по характеристикам Фомальгаут), что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 8000 К^[29], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса A. Радиус подобных звёзд оценивается в 2 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$^[29]. Зная радиус и температуру звезды и используя закон Стефана-Больцмана, можно узнать, что светимость звезды, равна 14,7 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$. Абсолютная звёздная величина подобных звёзд равна 1,7^m, таким образом, видимая звёздная величина на расстоянии 381 св. лет составит порядка 6,95^m, однако видна она не будет поскольку её свет будет полностью затмевается её спутником.

Комментарии

Источники

• Изображение Лямбда Весов (англ.). aladin.u-strasbg.fr. Дата обращения: 24 июня 2021.
• Изображения Лямбда Весов (англ.). www.wikisky.org. Дата обращения: 24 июня 2021.