Йота¹ Наугольника

Йота¹ Наугольника
Кратная звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 16ч 03м 32,09с
Склонение −57° 46′ 30,26″
Расстояние 128 ± 6 св. лет
(39 ± 2 парсек)
Видимая звёздная величина (V) 4,69
Созвездие Наугольник
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −14,4 км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −120,01 mas в год
 • склонение −82,09 mas в год
Параллакс (π) 25,39 ± 1,25 mas
Абсолютная звёздная величина (V) −0,23
Спектральные характеристики
Спектральный класс A • A4V, B • A6V,
C • G8V
Показатель цвета
 • B−V 0,22
Физические характеристики
Масса 1,94 M☉
Радиус 2,6 R☉
Возраст 731⋅106 лет
Температура 7620 К[6]
Светимость 21,37 L☉
Металличность 0,01[6]
Вращение 151 км/с[7]
Коды в каталогах
ι¹ Nor, CPD−57° 7500, HD 143474, HIP 78662, HR 5961, SAO 243279, WDS J16035-5747AB[1]
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 3 компонента
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Йота¹ Наугольника (ι¹ Nor / ι¹ Normae) — тройная звезда в южном созвездии Наугольника. Система звёзд имеет общую видимую звездную величину 4,69m, видна невооруженным глазом и находится на расстоянии 40 пк от Солнца.[1]

Характеристики звёздной системы

[править | править код]

Визуальная тройная звезда состоит из тесной двойной пары массивных белых звезд главной последовательности спектральных классов A4 и A6,[8] вокруг которой обращается меньший компонент, жёлтый карлик класса G8.[9] Система имеет химические аномалии в наблюдаемом спектре — содержание неодима и кобальта в шесть раз превышает их содержание в Солнечной системе, с другой стороны содержание ванадия и стронция составляет только 8% от солнечного.[10] Из-за наличия скоплений пыли между системой и Землей, её видимая звездная величина снижена на 0,062m.[11]

Компонента системы ζ Nor B обращается вокруг ζ Nor A по сильно вытянутой орбите с эксцентриситетом 0,52 и периодом примерно 27 лет.[2][3] Третья компонента системы ζ Nor C обращается вокруг центральной пары с периодом 4750 лет.[4] Для наблюдателя с Земли угловое расстояние между внутренними компонентами составляет 0,33", между компонентами ζ Nor A и ζ Nor C — 10.8". Компонента ζ Nor C является переменной звездой и имеет характеристики, схожие с 61 Большой Медведицы.[9]

См. также

[править | править код]

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ 1 2  (фр.) iot01 Nor (англ.). SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. — [База астрономических данных SIMBAD. Центр астрономических данных в Страсбурге].
  2. ↑ 1 2 В БД SIMBAD [1] Архивная копия от 17 июня 2018 на Wayback Machine звезда имеет идентификатор WDS J16035-5747AB, в источнике [2] (Tokovinin et al.) используется сокращенный идентификатор 16035−5747.
  3. ↑ 1 2 Tokovinin, Andrei; et al. (August 2015), "Speckle Interferometry at SOAR in 2014", The Astronomical Journal (англ.), 150 (2): 17, arXiv:1506.05718, Bibcode:2015AJ....150...50T, doi:10.1088/0004-6256/150/2/50, 50.
  4. ↑ 1 2 Tokovinin, A. (September 2008), "Comparative statistics and origin of triple and quadruple stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.), 389 (2): 925—938, arXiv:0806.3263, Bibcode:2008MNRAS.389..925T, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13613.x.{{citation}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  5. ↑  (фр.) iot01 Nor C (англ.). SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. — [База астрономических данных SIMBAD. Центр астрономических данных в Страсбурге].
  6. ↑ 1 2 Erspamer D., North P. Automated spectroscopic abundances of A and F-type stars using echelle spectrographs II. Abundances of 140 A-F stars from ELODIE and CORALIE (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2003. — Vol. 398. — P. 1121–1135. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20021711 — arXiv:astro-ph/0210065
  7. ↑ Uesugi A., Fukuda I. Catalogue of rotational velocities of the stars (англ.) — 1970. — Vol. 189.
  8. ↑ Первоначально центральная пара классифицировалась как одна переменная белая звезда−субгигант спектрального класса A5IV.[3] Архивная копия от 17 июня 2018 на Wayback Machine
  9. ↑ 1 2 van Belle, Gerard T. (2012), "Interferometric observations of rapidly rotating stars", Astronomy and Astrophysics Review (англ.), 20, A51 {{citation}}: Неизвестный параметр |nunber= игнорируется (справка)
  10. ↑ Erspamer, D.; North, P. (2003), "Automated spectroscopic abundances of A and F-type stars using echelle spectrographs. II. Abundances of 140 A-F stars from ELODIE", Astronomy and Astrophysics (англ.), 398: 1121–1135{{citation}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  11. ↑ Malkov, O. Yu.; et al. (2012), "Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries", Astronomy & Astrophysics (англ.), 546: A69, Bibcode:2012A&A...546A..69M, doi:10.1051/0004-6361/201219774.