WikiDer > Сигма Aquilae

Sigma Aquilae
Сигма Aquilae
Схема, показывающая положение звезд и границы созвездия Аквилы и его окрестностей
Cercle rouge 100% .svg
Расположение σ Aquilae (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеAquila
Прямое восхождение19час 39м 11.64246s[1]
Склонение+05° 23′ 51.9797″[1]
Видимая величина (V)+5.17[2]
Характеристики
Спектральный типB3 V + B3 V:[3]
U − B индекс цвета–0.60[2]
B − V индекс цвета+0.03[2]
Тип переменнойβ Lyr[4]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)–4.8[5] км / с
Правильное движение (μ) РА: +3.97[1] мас/год
Декабрь: –4.26[1] мас/год
Параллакс (π)4.18 ± 0.40[1] мас
Расстояние780 ± 70 лы
(240 ± 20 ПК)
Абсолютная величина (MV)−1.69[6]
Орбита[7]
Начальныйσ Aql A
Компаньонσ Aql B
Период (П)1,95022 ± 0,0001 сут
Эксцентриситет (е)0
Периастр эпоха (Т)2420054,331 ± 0,0031 JD
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		163,52 ± 1,35 км / с
Полуамплитуда (K2)
(вторичный)		199 ± 4,1 км / с
Подробности
σ Aql A
Масса6.8 ± 0.1[8] M☉
Радиус4.22 ± 0.06[8] р☉
Яркость1,862[8] L☉
Температура18,493[8] K
Скорость вращения (v грехя)36.1 ± 8.9[9] км / с
Возраст140[10] Myr
σ Aql B
Масса5.4 ± 0.1[8] M☉
Радиус3.05 ± 0.11[8] р☉
Яркость524[8] L☉
Температура15,848[8] K
Скорость вращения (v грехя)120[3] км / с
Прочие обозначения
σ Aql, 44 Aquilae, BD+05 4225, HD 185507, БЕДРО 96665, HR 7474, SAO 124903.[11]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Сигма Aquilae, Латинизированный от σ Aquilae, является Обозначение Байера для двойная звезда система в экваториальный созвездие из Aquila. Исходный уровень кажущаяся величина пары +5,17,[2] который, согласно Чешуя Бортла Темного Неба, достаточно яркая, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом с пригорода. Поскольку Земля вращается вокруг Солнца, эта система имеет годовой параллакс сдвиг 4,18мас.[1] Это дает оценку расстояния примерно в 780 световых лет (240 парсек).

Sigma Aquilae - двухстрочный[12] спектроскопическая двойная система система, состоящая из двух массивных Звезды главной последовательности B-типа; у каждого есть звездная классификация из B3 V.[3] Это отдельные компоненты,[10] что означает, что две звезды находятся на достаточно большом расстоянии друг от друга, и ни одна из них не заполняет Лобе Роша.

Поскольку орбитальный самолет лежит близко к прямой видимости с Землей, они образуют Бета Лиры-тип затмевающий двоичный переменная звезда система.[4] Яркость пары уменьшается каждый раз. затмение, что происходит с частотой, определяемой их орбитальный период 1.95026 дней. Во время затмения главного компонента чистая звездная величина уменьшается на 0,20; затмение вторичного компонента приводит к уменьшению звездной величины на 0,10.[13]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.), «Подтверждение нового сокращения Hipparcos», Астрономия и астрофизика, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007 A&A ... 474..653V, Дои:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. ^ а б c d Николет, Б. (1978), "Фотоэлектрический фотометрический каталог однородных измерений в системе UBV", Серия дополнений по астрономии и астрофизике, 34: 1–49, Bibcode:1978A & AS ... 34 .... 1N.
  3. ^ а б c Левато, Х. (январь 1975 г.), "Скорости вращения и спектральные типы для образца двойных систем", Серия дополнений по астрономии и астрофизике, 19: 91–99, Bibcode:1975A & AS ... 19 ... 91L.
  4. ^ а б Lefèvre, L .; и другие. (Ноябрь 2009 г.), «Систематическое исследование переменности OB-звезд на основе фотометрии HIPPARCOS», Астрономия и астрофизика, 507 (2): 1141–1201, Bibcode:2009A&A ... 507.1141L, Дои:10.1051/0004-6361/200912304.
  5. ^ Уилсон, Ральф Элмер (1953). «Общий каталог лучевых скоростей звезд». Институт Карнеги Вашингтона. Bibcode:1953GCRV..C ...... 0 Вт. Цитировать журнал требует | журнал = (помощь)
  6. ^ Андерсон, Э .; Фрэнсис, гл. (2012), «XHIP: расширенная компиляция hipparcos», Письма об астрономии, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL ... 38..331A, Дои:10.1134 / S1063773712050015.
  7. ^ Джордан, Фрэнк Крейг (1916). "Орбита и спектр [сигма] Аквилы". Публикации обсерватории Аллегейни Питтсбургского университета. 3 (22): 189–196. Bibcode:1916PAllO ... 3..189J.
  8. ^ а б c d е ж грамм час Малков, О.Ю. (Декабрь 2007 г.), "Соотношение масса-светимость звезд промежуточных масс", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 382 (3): 1073–1086, Bibcode:2007МНРАС.382.1073М, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2007.12086.x.
  9. ^ Tetzlaff, N .; Neuhäuser, R .; Холе, М. М. (январь 2011 г.), "Каталог молодых убегающих звезд Hipparcos в пределах 3 кпк от Солнца", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 410 (1): 190–200, arXiv:1007.4883, Bibcode:2011МНРАС.410..190Т, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.17434.x.
  10. ^ а б Пан, Кайке; Тан, Хуйсун; Шань, Хунгуан (июль 1998 г.), "Орбитальная циркуляризация в отдельных двойных системах с первичными цветами ранних типов", Астрономия и астрофизика, 335: 179–182, Bibcode:1998A&A ... 335..179P.
  11. ^ "* sig Aql". SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 2012-07-20.
  12. ^ van Rensbergen, W .; De Loore, C .; Янсен, К. (февраль 2006 г.), "Эволюция взаимодействующих двоичных файлов с первичными системами типа B при рождении", Астрономия и астрофизика, 446 (3): 1071–1079, Bibcode:2006A & A ... 446.1071V, Дои:10.1051/0004-6361:20053543.
  13. ^ Заще, П .; и другие. (Август 2009 г.), "Каталог визуальных двойных и кратных звезд с затменными компонентами", Астрономический журнал, 138 (2): 664–679, arXiv:0907.5172, Bibcode:2009AJ .... 138..664Z, Дои:10.1088/0004-6256/138/2/664.

внешняя ссылка