Каппа Сетки

Каппа Сетки
Двойная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 03ч 29м 22,68с[1]
Склонение −62° 56′ 15,10″[1]
Расстояние 70,7 ± 0,2 св. года (21,68 ± 0,06 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) +3.04[2]
Созвездие Сетка
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +12,5 ± 0,4[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +382,84[1] mas в год
 • склонение +373,05[1] mas в год
Параллакс (π) 46.12 ± 0.13[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) +2.98[4]
Спектральные характеристики
Показатель цвета
 • B−V +0.39[5]
 • U−B −0.04[5]
Физические характеристики
Масса 1,32 M☉
Радиус 1,1 R☉
Возраст 848 млн.[6] лет
Светимость 5,29[2] L⊙
Коды в каталогах

Ba Каппа Сетки, κ Сетки, Kappa Reticuli, κ Reticuli, Kappa Ret, κ Ret
Fl 4 Сетки, 4 Reticuli, 4 Ret
CCDM J03294-6256A, FK5 126, HD 22001, HIC 16245, HIP 16245, HR 1083, IRAS 03285-6306, PPM 353551, SAO 248819, 2MASS J03292266-6256152, GCRV 1945, GJ 9118 A, IDS 03276-6317 A, LTT 289, N30 717, PLX 740, TD1 2300, TYC 8870-1384-1, UBV 3405, WDS J03294-6256A[7]

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Каппа Сетки, (κ Сетки, Kappa Reticuli, κ Reticuli , сокращ. Kappa Ret, κ Ret) — звезда в южном созвездии Сетка. Звезда имеет видимую звёздную величину +3.04m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе (англ. Inner-city sky).

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 70,7 св. лет (21,7 пк)[1]. Звезда наблюдается южнее 28° с. ш., то есть южнее Каира (30° с. ш.), южнее Шанхая (31° с. ш.) и южнее Остина (шт. Техас) (30° с. ш.)[16].

Имя звезды

[править | править код]

Каппа Сетки — (латинизированный вариант лат. Kappa Reticuli) является обозначением Байера. У звезды также имеется обозначение данное Флемстидом — 4 Reticuli.

Свойства двойной системы

[править | править код]

Каппа Сетки в телескоп видна как двойная система, состоявшая из компонентов A и B. При этом компонент B отстоит от компонента A на угловое расстояние 54 "[14], что соответствует расстоянию 1072 а.е.[2] (для сравнения: орбита Плутона — ~40 а.е.). Причём, если мы будем смотреть со стороны компонента A на компонент B, то увидим звезду с видимой звёздной величиной −7.33m[2], то есть примерно более чем в 12 раз более яркую, чем Венера в максимуме блеска. И наоборот, если мы будем смотреть со стороны компонента B на компонент A, то увидим звезду с видимой звёздной величиной −13.38m[2], то есть примерно в 2 раз более яркую, чем Луна в полнолуние. К сожалению, больше ничего об орбите системы Каппа Сетки неизвестно.

Вся система Каппа Сетки имеет возраст 848 млн. лет[6].

Компонент A

[править | править код]

Houk and Cowley (1978) каталогизировали первичный компонент как звезду жёлтого цвета[17], спектрального класса F3 IV/V[9], указывая на то, что это карлик класса F, который, тем не менее, показывает смешанные черты звезды, лежащей на главной последовательности и более массивной субгигантской звезды. Позднее Грей и соавт. (2006) переклассифицировали её в F3V[8], указывая, что это звезда главной последовательности F-типа.

Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 6796 К[6]. Звезда имеет поверхностную гравитацию 4,31 СГС[6] или 204,2 м/с2, то есть несколько меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2). Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность и по сравнению с Солнцем, Каппа Сетки A несколько меньшую металличность: содержание железа в ней относительно водорода составляет 85 %[11] от солнечной. Вращаясь с экваториальной скоростью 13,5 км/с[12] (то есть со скоростью практически 6,5 больше солнечной, что объясняется, по видимому, юным возрастом звезды), Каппе Сетки A требуется порядка 4 дней, чтобы совершить полный оборот.

Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 2,29 а.е. (то есть примерно туда, где в Солнечной системе находится пояс астероидов). Причём с такого расстояния Каппе Сетки A выглядела бы на 30 % меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 0,35° (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°)[2].

Также звезда излучает статистически значимое количество избыточного инфракрасного излучения, что свидетельствует о наличии остаточного диска на орбите вокруг звезды[18].

Компонент B

[править | править код]

Спектральный класс Каппе Сетки B — M1V1[15], и это означает, что звезда в два раза меньше нашего Солнца (0,5 [15]), её масса также почти в два раза меньше (0,54 [15]), но её яркость всего 5 % от солнечной (0,043 [15]), также это 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 3733 К[15], что придаёт ей характерный оранжевый оттенок.

Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,14 а.е. (то есть почти в три раза ближе Меркурия)[2].

История изучения двойственности звезды

[править | править код]

Открывателем двойственности Каппе Сетки назван Дж. Гершель, который разрешил звёзды, но их взаимного движения, конечно, не обнаружил. Сама звезда вошла в каталоги под именем HJ 3580[19]. Для того чтобы обнаружить взаимное движение потребовалось более 60 лет. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[20]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина 1 компонента Видимая звёздная величина 2 компонента
B 1916 2 125° 54.1 4.72m 10.69 m
1980 127° 54.5

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что звезды есть спутник на расстоянии 54.5 секунд дуги — Каппе Сетки B. Также измерения показывают, что звезды имеют общее собственное движение, то есть звёзды не просто находится на линии прямой видимости, а связаны друг с другом гравитационно.

Само движение Каппе Сетки, тем не менее, показывает, что звезда движется с довольно большой скоростью — +13,33 км/с[13] относительно Солнца на северо-восток, что почти в 1,5 раза больше, чем у местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Основываясь на компонентах пространственной скорости, можно полагать, что эта звезда является членом звёздного скопления Гиады, которые имеют общее движение в пространстве[21].

Ближайшее окружение звезды

[править | править код]

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[22] от системы Каппа Сетки (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5m) и примечательные звёзды). Их спектральные классы приведены на фоне цвета этих классов (эти цвета взяты из названий спектральных типов и не соответствуют наблюдаемым цветам звёзд):

Звезда Спектральный класс Расстояние, св. лет
Глизе 1056 K5 V 4.55
Эпсилон Сетки K2 IV 12.90
Альфа Южной Гидры F0 V 13.09
Гамма Золотой Рыбы F4 III 15.87
Каппа Тукана F6 IV 17.69

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет, есть ещё порядка 10 красных и жёлтых карликов спектрального класса K и G и 1 белый карлик, которые в список не попали.

Примечания

[править | править код]

Комментарии

  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса

Источники

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6  (англ.) van Leeuwen, F. (2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Kappa Reticuli (англ.). Internet Stellar Database.
  3. ↑  (англ.) de Bruijne, J. H. J.; Eilers, A.-C. (October 2012), Radial velocities for the HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project, Astronomy & Astrophysics, 546: 14, arXiv:1208.3048, Bibcode:2012A&A...546A..61D, doi:10.1051/0004-6361/201219219, A61.
  4. ↑  (англ.) Reiners, A. (January 2006), Rotation- and temperature-dependence of stellar latitudinal differential rotation, Astronomy and Astrophysics, 446 (1): 267–277, arXiv:astro-ph/0509399, Bibcode:2006A&A...446..267R, doi:10.1051/0004-6361:20053911.
  5. ↑ 1 2 3  (англ.) Johnson, H. L.; et al. (1966), UBVRIJKL photometry of the bright stars, Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 4 (99): 99, Bibcode:1966CoLPL...4...99J. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (year) (ссылка)
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6  (англ.) David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. (2015), The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets, The Astrophysical Journal, 804 (2): 146, arXiv:1501.03154, Bibcode:2015ApJ...804..146D, doi:10.1088/0004-637X/804/2/146.
  7. ↑  (англ.) * kap Ret -- High proper-motion Star, SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 7 апреля 2019, Дата обращения: 27 января 2019 Источник. Дата обращения: 7 апреля 2019. Архивировано 7 апреля 2019 года.
  8. ↑ 1 2  (англ.) Gray, R. O.; et al. (July 2006), Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 parsecs: The Northern Sample I, The Astronomical Journal, 132 (1): 161–170, arXiv:astro-ph/0603770, Bibcode:2006AJ....132..161G, doi:10.1086/504637.
  9. ↑ 1 2  (англ.) Houk, Nancy; Cowley, A. P. (1978), Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars, University of Michigan Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars. Volume I. Declinations -90_ to -53_ƒ0, 1, Ann Arbor: Dept. of Astronomy, University of Michigan, Bibcode:1975mcts.book.....H. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (year) (ссылка)
  10. ↑  (англ.) Pasinetti Fracassini, L. E.; et al. (February 2001), Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS), Astronomy and Astrophysics, 367 (2) (Third ed.): 521–524, arXiv:astro-ph/0012289, Bibcode:2001A&A...367..521P, doi:10.1051/0004-6361:20000451.
  11. ↑ 1 2  (англ.) Casagrande, L.; et al. (2011), New constraints on the chemical evolution of the solar neighbourhood and Galactic disc(s). Improved astrophysical parameters for the Geneva-Copenhagen Survey, Astronomy & Astrophysics, 530 (A138): 21, arXiv:1103.4651, Bibcode:2011A&A...530A.138C, doi:10.1051/0004-6361/201016276.
  12. ↑ 1 2  (англ.) Ammler-von Eiff, M.; Reiners, A. (June 2012), New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars?, Astronomy & Astrophysics, 542: 31, arXiv:1204.2459, Bibcode:2012A&A...542A.116A, doi:10.1051/0004-6361/201118724, A116.
  13. ↑ 1 2 3 4 5 6 7  (англ.) * kap Ret B -- High proper-motion Star, SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 7 апреля 2019, Дата обращения: 27 января 2019 Источник. Дата обращения: 7 апреля 2019. Архивировано 7 апреля 2019 года.
  14. ↑ 1 2  (англ.) Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (September 2008), A catalogue of multiplicity among bright stellar systems, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389 (2): 869–879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
  15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 E.; Gaidos; Mann, A. W.; Lépine, S.; Buccino, A.; James, D.; Ansdell, M.; Petrucci, R.; Mauas, P.; Hilton, E. J. Trumpeting M dwarfs with CONCH-SHELL: A catalogue of nearby cool host-stars for habitable exoplanets and life (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 2014. — Vol. 443, no. 3. — P. 2561. — doi:10.1093/mnras/stu1313. — Bibcode: 2014MNRAS.443.2561G. — arXiv:1406.7353.
  16. ↑ HR 1083. Каталог ярких звезд. Дата обращения: 7 апреля 2019. Архивировано 7 апреля 2019 года.
  17. ↑  (англ.) Streicher, Magda (December 2009), Reticulum: The Celestial Crosshairs, Monthly Notes of the Astronomical Society of South Africa, 68 (11–12): 242–246, Bibcode:2009MNSSA..68..242S.
  18. ↑  (англ.) Gáspár, András; et al. (May 2013), The Collisional Evolution of Debris Disks, The Astrophysical Journal, 768 (1): 29, arXiv:1211.1415, Bibcode:2013ApJ...768...25G, doi:10.1088/0004-637X/768/1/25, 25.
  19. ↑  (англ.) ** HJ 3580 -- Double or multiple star, SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 7 апреля 2019, Дата обращения: 27 марта 2019 Источник. Дата обращения: 7 апреля 2019. Архивировано 7 апреля 2019 года.
  20. ↑ k Reticuli (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 7 апреля 2019. Архивировано 1 июля 2016 года.
  21. ↑  (англ.) Montes, D.; et al. (November 2001), Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 328 (1): 45–63, arXiv:astro-ph/0106537, Bibcode:2001MNRAS.328...45M, doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x. Источник. Дата обращения: 7 апреля 2019. Архивировано из оригинала 22 сентября 2017 года.
  22. ↑ Stars within 20 light-years of Kappa Reticuli (англ.). Internet Stellar Database.

Ссылки

[править | править код]