Beta Lille Løve

Beta Leo Minor  er en stjerne i det nordlige stjernebillede Leo Minor . Stjernen har en tilsyneladende størrelsesorden på 4,21 m [3] og er ifølge Bortl-skalaen synlig med det blotte øje selv på byhimlen .  Det er den eneste stjerne i stjernebilledet Leo Minor , der har en Bayer-betegnelse . Det er den næstklareste stjerne i stjernebilledet (den lyseste stjerne i stjernebilledet er 46 Leo Minor ) [8] .

Fra målinger af parallakse taget under Hipparcos- missionen er stjernen kendt for at være omkring 164  ly væk . år ( 47,78  pct . ) [1] .

Stjernen observeres nord for 54°S. sh., det vil sige næsten over hele den beboede Jord , med undtagelse af Antarktis . Det bedste observationstidspunkt er februar [12] . Stjernens radiale heliocentriske hastighed er +6  km/s , hvilket betyder, at stjernen bevæger sig væk fra Solen [12] .

Egenskaber for det binære system

Beta Little Lion er synlig gennem et teleskop som en enkelt gigantisk gul stjerne af spektraltype G9III med nogle tegn på sekundære spektrallinjer. Den består dog faktisk af et par stjerner: A ( tilsyneladende størrelsesorden 4,40 m [3] ) og B ( tilsyneladende størrelsesorden 6,12 m [3] ). Ved at studere spektret af Beta Lille Løve kan det nedbrydes til separate stjerner: en gul underkæmpe af spektraltype G og en gullig-hvid underkæmpe af spektraltype F [3] . Hele Beta Little Lion-systemet er 1,2 milliarder år gammelt [4] .

Den spektrale dualitet af en stjerne blev opdaget af William Husseyi 1904 [13] . Bevægelsen er elliptisk, sker langs en stærkt skrånende bane: hældningen er -79,1° [6] i forhold til observatøren på Jorden . Da de to komponenter er for tæt på hinanden, tillader spektret ikke opløsning af stjernerne, og den bedste bane blev beregnet ved kun at bruge spektrallinjerne for den primære komponent, og også de originale data fra kendte visuelle observationer blev brugt.

Omløbsperioden er omkring 38,6  år ( 14.100  dage ), omløbsexcentriciteten er meget stor - 0,683. Banens semi -hovedakse er 0,36  " , men dens værdi varierer fra 0,1  " til 0,6  " [6] . Parret roterer rundt om hinanden i en gennemsnitlig afstand på 16,25  AU , og den store excentricitet bringer dem derefter til en afstand på 27  AU (lidt mindre end Neptuns kredsløb  - 30,06  AU ), og bringer dem derefter sammen i en afstand på kun 5,4  AU (hvilket er næsten lig med Jupiters kredsløb  - 5,2  AU ). Selvom planeter også kendes i binære stjerner, stjerner i Beta Minor Leo-systemet er sandsynligvis for tæt på hinanden til at tillade planeter at eksistere (der er faktisk endnu ingen planeter i Beta Minor Leo-systemet).

Ligesom mange binære filer illustrerer parret perfekt stjerneudvikling i aktion, hvor den mere massive komponent (som begyndte livet som en F-dværg ) er den første til at blive en subgigant. Den anden komponent vil til sidst følge den første, hvilket til sidst resulterer i et system bestående af to hvide dværge .

Komponent A

Spektraltypen af ​​Beta Minor Leo A er G8III-IV [3] , hvilket betyder, at stjernen er meget større end vores sol ( 7,8  , selvom denne er lille for en kæmpe [8] ), dobbelt så tung som vores sol ( 2,11  ) [4] ), og meget lysere end Solen ( 36  [8] ). Det indikerer også, at stjernen er i det røde hobområde på Hertzsprung-Russell-diagrammet , hvor helium i stjernens kerne tjener som kerne "brændstof", det vil sige, at stjernen er i den "kolde ende", den vandrette gren [14 ] .

Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 5075  K [8] , hvilket giver den den karakteristiske gule nuance som en stjerne af G-typen. Stjernen har en overfladetyngdekraft på 2,85  CGS [4] eller 7,07 m/s 2 , det vil sige næsten 40 gange mindre end på Solen ( 274,0 m/s 2 ), hvilket forklares med dens meget store overfladeareal. Planetbærende stjerner har en tendens til at have en høj metallicitet , og sammenlignet med Solen har Beta Minor Leo A en ret høj metallicitet : dens jernindhold i forhold til brint er 123 % [4] af solens. Ved at rotere med en ækvatorial hastighed på 2,54  km/s [4] (det vil sige med en hastighed på næsten 25 % mere end solen), tager denne stjerne omkring 166  dage at lave en fuldstændig omdrejning.

Komponent B

Spektraltypen af ​​Beta Minor Leo er B - F8IV [3] , hvilket betyder, at stjernen er dobbelt så stor som vores Sol ( 2  [8] ), næsten samme masse ( 1,35  [8] ), og meget lysere end Sol ( 5 ,8  [8] ), dette indikerer også, at brinten i stjernens kerne tjener som kerne "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 6200  K [8] , hvilket giver den den karakteristiske gul-hvide nuance af en F-stjerne . Hvis der var en B-komponent, der ikke var overmandet af A-komponenten, ville den kun skinne 15 % stærkere end Solen på vores himmel, og den ville kun have halvdelen af ​​vores sols vinkelstørrelse [8] .

Noter

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (2007), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:200783 katalog på 5 Vizierved 3. marts 2016 på Wayback Machine 
2. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 HR 4100 Arkiveret 3. oktober 2020 på Wayback Machine , databaseindgang, The Bright Star Catalogue, 5. reviderede udgave. (Foreløbig version), D. Hoffleit og WH Warren, Jr., CDS ID V/50 Arkiveret 3. marts 2016 på Wayback Machine . Tilgået på nettet 1. oktober 2008.
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 The Penn State - Toruń Center for Astronomy Planet Search stjerner. IV. Dværge og den komplette prøve  (engelsk)  : journal. - .
5. ↑ Perkins-kataloget over reviderede MK-typer til de køligere stjerner   : journal . - .
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Spektroskopiske binære baner fra fotoelektriske radiale hastigheder - Papir 200: Kappa Persei, Beta Leonis Minoris, 56 Ursae Majoris, HR 4593 og 39 Cygni   : journal . - .
7. ↑ (eng.) * bet LMi -- Spectroscopic binary , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HR+4100 > . Hentet 27. januar 2019. Arkiveret 6. marts 2019 på Wayback Machine   
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Beta LMi Arkiveret fra originalen den 22. august 2007. , Stjerner , Jim Kaler. Tilgået online 2. oktober 2008.
9. ↑ 1 2 Deka-Szymankiewicz B., Niedzielski A. , Adamczyk M., Adamow M., Nowak G., Wolszczan A. The Penn State - Torun Center for Astronomy Planet Search stjerner. IV. Dværge og hele prøven  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2018. - Vol. 615.—S. 31–31. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201731696 - arXiv:1801.02899
10. ↑ 1 2 Niedzielski A. , Deka-Szymankiewicz B., Adamczyk M., Adamów M., Nowak G. , Wolszczan A. The Penn State - Torun Center for Astronomy Planet Search stjerner. III. Prøven af ​​udviklede stjerner  (engelsk) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2015. - Vol. 585.—S. 73–73. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201527362
11. ↑ Massarotti A., Latham D. W. , Stefanik R. P., Fogel J. Rotations- og radiale hastigheder for en prøve af 761 Hipparcos-giganter og binaritetens rolle  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2007. - Vol. 135, Iss. 1. - S. 209-231. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/135/1/209
12. ↑ 12 H.R. 4100 . Katalog over Bright Stars . Hentet 3. marts 2019. Arkiveret fra originalen 6. marts 2019. (Russisk)
13. ↑ b Leonis Minoris  (engelsk)  (utilgængeligt link) . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 3. marts 2019. Arkiveret fra originalen 4. marts 2016.
14. ↑ Om den fotometriske variation af røde klumpgiganter. - .

Links