Ню Октанта

Ню Октанта; ν Октанта
Двойная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Тип	Двойная звезда
Прямое восхождение	21ч 41м 28,65с[1]
Склонение	−77° 23′ 24,16″[1]
Расстояние	63,3±0,8 св. года (19,4±0,2 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V)	3.73[2]
Созвездие	Октант
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)	+34,40[3] км/c
Собственное движение
• прямое восхождение	+66,41[1] mas в год
• склонение	−239,10[1] mas в год
Параллакс (π)	51.5172 ± 0.6525[4] mas
Абсолютная звёздная величина (V)	+2.10[2] +2.02[5]
Спектральные характеристики
Спектральный класс	K1III[6]
Показатель цвета
• B−V	+1.00[7]
• U−B	+0.89[7]
Физические характеристики
Масса	1,4 M☉[12]
Радиус	5,717671 ± 0,319669 R☉[13]
Возраст	~2,5-3 млрд.[5] лет
Температура	4888 К[14]
Светимость	15,247777 ± 0,219775 L☉[13]
Металличность	0,137[14]
Элементы орбиты
Период (P)	1050,69+0,05 −0,07 дн. или 2,88[5] лет
Большая полуось (a)	2,62959+0,00009 −0,00011 а.е.[5] или 0,052[8]″
Эксцентриситет (e)	0,23680 ± 0,00007[5]
Наклонение (i)	70,8 ± 0,9[5]°v
Узел (Ω)	87 ± 1,2[5]°
Аргумент перицентра (ω)	74,970 ± 0,016[5]
Коды в каталогах Ba Ню Октанта; ν Октанта, Nu Octantis, ν Octantis, nu Oct, ν Oct CCDM J21415-7723AB, FK5 810, HD 205478, HIC 107089, HIP 107089, HR 8254, IRAS 21360-7736, PPM 375094, SAO 257948, 2MASS J21412863-7723243, GC 30289, GCRV 13593, GJ 9744, LTT 8619, N30 4773, PLX 5201, TD1 28250, TYC 9478-1483-1, UBV 18562, WDS J21415-7723AB
Информация в базах данных
SIMBAD	данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента Их параметры представлены ниже:
Компонент A Ню Октанта A Тип Оранжевый гигант Масса 1,61[5] M⊙ Радиус 5,9[9] 5,81 ± 0,12[5] R⊙ Температура 4860 ± 40[10] K Светимость 17,53[2] L⊙ Металличность +0,18 ± 0,04[5] Вращение 2,0 км/с[5]
Компонент B Ню Октанта B Тип Оранжевый карлик Масса 0,585[5] M⊙
Источники: [11]
Информация в Викиданных ?

Ню Октанта (ν Октанта, Nu Octantis, ν Octantis, сокращ. nu Oct, ν Oct), — спектрально-двойная звезда в южном созвездии Октанта. Ню Октанта имеет видимую звёздную величину +3,73^m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе (англ. Inner-city sky).

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Gaia^[4], известно, что звезда удалена примерно на 63,3 св. лет (19,4 пк) от Земли. Звезда наблюдается южнее 13° с. ш., то есть видна южнее оз. Чад, южнее шт. Карнатака (Индия), о. Миндоро, о. Бекия (арх. Гренадины), южнее стратовулкана Косигуина (Никарагуа) и залива Фонсека. Видна в южной приполярной области неба круглый год^[8].

Ню Октанта движется весьма быстро относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость практически равна 34 км/с^[8], что более чем в 3 раза больше скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Звезда приблизилось к Солнцу на расстояние 41 св. год 396 000 лет назад, когда оно имело яркость до величины 2,59^m (то есть светило примерно как Дельта Льва светит сейчас). По небосводу звезда движется на юго-восток^[15].

Средняя пространственная скорость Ню Октанта имеет компоненты (U, V, W)=(6,4, −39.8, −12.3)^[16], что означает U=6,4 км/с (движется по направлению к галактическому центру), V=−39,8 км/с (движется против направлении галактического вращения) и W=−12,3 км/с (движется в направлении галактического южного полюса). Галактическая орбита Ню Октанта находится на расстоянии от 19 788 св. лет до 28 316 св. лет от центра Галактики^[16].

Ню Октанта (латинизированный вариант лат. Nu Octantis) является обозначением Байера, данное звезде Лакайлем в 1754 году^[15]. Хотя звезда и имеет обозначение ν (Ню — 13-я буква греческого алфавита), однако сама звезда — 1-я по яркости в созвездии.

Обозначения компонентов как Ню Октанта AB вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)^[17].

Ню Октанта— это довольно близкая (звёзды не видны в телескоп) пара звёзд. Обе звезды отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,052 ″^[8], что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 2,63 а.е.^[5] и периоду обращения по крайней мере, 1051 дн.^[5] или 2,88 лет (для сравнения радиус орбиты астероида Фидес равен 2,64 а.е. и период обращения равен 4,3 года (подобный большой период обращения связан с тем, что Солнце имеет меньшую массу, чем звезда Ню Октанта A)). У орбиты довольно большой эксцентриситет, который равен 0,2368^[5] (почти вдвое больший, чем у того же астероида Фидес). Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние 2,00 а.е., то удаляются на расстояние 3,25 а.е. Наклонение в системе довольно велико и составляет 70,8 °^[5].

Если мы будем смотреть со стороны Ню Октанта B на Ню Октанта A, то мы увидим оранжевую звезду, которая светит с яркостью от −27,41^m, то есть с яркостью 1,85 светимости Солнц (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~1,20°^[b], то есть угловой размер звезды почти в 2,4 раза больше углового размера нашего Солнца. С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Ню Октанта A на Ню Октанта B, то мы увидим оранжевую звёздочку, которая светит с яркостью −21,91^m, то есть с яркостью 0,01 светимости Солнц. Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — ~0,11°^[b], что составляет 22,3 % диаметра нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

	В периастре (2,00 а.е.)				В апоастре (3,25 а.е.)
	m	${\displaystyle L_{\bigodot }}$	D°[b]	${\displaystyle D_{\bigodot }}$%	m	${\displaystyle L_{\bigodot }}$	D°[b]	${\displaystyle D_{\bigodot }}$%
A→B	-22,51	0,02	0,16	32 %	-21,45	0,007	0,1	20 %
B→A	-28,01	3,20	1,57	314 %	-26,95	1,21	0,97	193,5 %
m — видимая звёздная величина; ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ — светимость, выраженная в светимостях Солнца; D° — угловой диаметр звезды выраженный в градусах (угловой диаметр Солнца — 0,5°); ${\displaystyle D_{\bigodot }}$% — диаметр звезды выраженный в процентах от диаметра Солнца;

Ню Октанта A — судя по её спектральному классу K1III^[6][c] является оранжевым гигантом, то есть вместо водорода ядерным «топливом» в ядре звезды уже служит гелий, а сама звезда сошла с главной последовательности. Звезда, в таком случае, будет излучать энергию со своей внешней атмосферы при температуре порядка 4860 К^[10] что будет придавать ей характерный оранжевый цвет звезды спектрального класса K.

Масса звезды ещё в XX веке определялась как 1,04 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$^[9]. Однако уже в XXI веке, после более точного измерения орбиты, по законам Кеплера её масса стала считаться равной 1,61 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$^[5]. А это значит, что исходя из теории звёздной эволюции, звезда начала свою жизнь как звезда главной последовательности спектрального класса A, а более конкретно A9V^[20]. Таким образом, тогда её радиус должен был быть равен 1,55 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$, а температура её поверхности должна была быть порядка 7100 К^[20]. Светимость звезды тогда была 5,5 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 2,35 а. е., но в данной звёздной системе это невозможно. Итак в настоящее время звезда эволюционирует: её радиус увеличивается, а температура поверхности падает.

В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1967 году^[21] и поскольку звезда двойная, то скорее всего измерялся радиус наиболее яркого компонента. Данные об этих измерениях приведены в таблице.

Радиус звезды Ню Октанта, измеренный напрямую

Год	m	Спектр	D (mas)	Rабс (${\displaystyle R_{\bigodot }}$)	Комм.
1967	3.75	K0III	—	7.6	[21]
1969	3.29	K0III	2.9	12	[22]

Сейчас мы знаем, что радиус составляет 5,9 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$^[9], то есть измерение 1967 года было наиболее адекватным, но не точным. Светимость Ню Октанта A равна 17,53 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$^[2], что совсем не много для настоящего гиганта.

Поверхностная гравитация, чьё значение равно 2,0 СГС^[5] или 100 м/с², то есть в 2,74 раза меньше, чем на Солнце (274,0 м/с²). также указывает на то, что звезде есть куда эволюционировать, впереди у неё ещё несколько десятков миллионов лет жизни, поскольку у красных гигантов значение поверхностной гравитации равно ~1,5 СГС. Скорость вращения у Ню Октанта A в общем солнечная и равна 2,0 км/с^[5], что даёт период вращения звезды — 153,4 или порядка 5 месяцев.

К сожалению, не известен точный текущий возраст системы который определён как 2,5-3 млрд.^[5], но известно, что звёзды с массой 1,61 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ живут на главной последовательности порядка 2,64 млрд. лет. Таким образом, через несколько десятков миллионов лет Ню Октанта A станет красным гигантом. При чём в этой фазе своего существования она может поглотить Ню Октанта B, возможно, произведя вспышку, подобную новой звезде, а затем, сбросив внешние оболочки, она станет белым карликом.

Звезда Ню Октанта B, судя по её массе, которая равна 0,585 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$^[5] является оранжевым карликом спектрального класса, скорее всего, K8V то есть водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», а сама звезда находится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при температуре порядка 4000 К что будет придавать ей характерный оранжевый цвет Её радиус должен быть порядка 0,6 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$, а светимость порядка 0,1 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$^[23].

В 2009 году была выдвинута гипотеза, что система содержит как минимум одну экзопланету, основанную на возмущениях в орбитальном периоде^[10]. Простое решение было быстро исключено^[24], но ретроградная орбита остаётся возможным решением, хотя вместо этого изменения в спектре могут быть связаны с тем, что вторичная звезда сама по себе является близкой двойной системой^[25], поскольку образование планеты в такой системе будет затруднено из-за динамических возмущений^[26].

Таким образом, Ню Октанта имеет одну неподтверждённую планету, газовый гигант с обозначением Ню Октанта b^[27]. Нарушения в спектре более крупной звезды предполагают, что планета вращается вокруг родительской звезды за 1,14 года на расстоянии 1,3 а.е. Её приблизительная масса составляет 2.1 массы Юпитера^[5][28]. Эксцентриситет орбиты в четыре раза меньше, чем у Ню Октанта B и равен 0,086.

Если мы будем брать систему всю Ню Октанта, то увидим, что два объекта «резонируют» в соотношение 2:5: планета делает 5 оборотов вокруг Ню Октанта A, а Ню Октанта B делает 2 оборота. Такая планета имела бы крайне нестабильную орбиту, и трудно понять, как она могла бы существовать (в отличие от случая с 16 Лебедя B b, где две звезды имеют гораздо большее расстояние друг от друга). Существуют и другие возможности для спектральных возмущений, и реальность планеты ещё не подтверждена^[29].

В 1978 году английские астрономы Морган, Беддос , Скаддан и Даймти англ. Morgan B.L., Beddoes D.R., Scaddan R.J. and Dainty J.C. открыли методами спекл-интерферометрии двойственность Ню Октанта, то есть был открыл компонент AB и звёзды вошли в каталоги как BLM 6^[d]. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице^[30]:

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Ню Октанта есть спутник (компонент AB), звезда, находящаяся на очень малом угловом расстоянии, которое она меняет, двигаясь по эллиптической орбите и она, несомненно, настоящий компаньон.

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет^[31] от звезды Ню Октанта (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5^m) 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):

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет, есть ещё порядка 10 красных, оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M, а также 3 белых карлика, которые в список не попали.

Комментарии

Источники

• Изображение Ню Октанта (англ.)