Двойная звезда Хадар и всё то, что на сегодня нам известно о ней

Двойная звезда Хадар и всё то, что на сегодня нам известно о ней

Звезда Хадар – одна из самых ярких на ночном небе, по праву занимает одиннадцатое место по яркости среди остальных, и вторая по величине и яркости созвездия Центавра. Она является бело-голубым гигантом, входит в состав «звезд южного указателя», показывающие на Южный Крест. Располагается недалеко от Альфа Центавра и является ближайшей к Земле звездной системой.

Звездная система Хадар

Система Бета Центавра состоит из трех звезд, обозначенных как Бета Центавра Aa, Бета Центавра Ab и Бета Центавра B. Все три звезды, как полагают, относятся к спектральному типу В1. Бета Центавра Aa и Ab – это спектроскопическая двойная система со звездной классификацией B1 III, указывающей на бело-голубые гигантские звезды. Бета Центавра B считается звездой главной последовательности спектрального типа B1 V. Предполагаемый возраст системы составляет около 14,1 миллиона лет. Светимость системы в 41 700 раз больше, чем у Солнца.

Бета Центавра Аа и Ав имеют примерно одинаковую массу (около 10 солнечных масс) и температуру (25 000 ºС). Бета Центавра В менее массивна – 4,61 солнечной массы. Бета Центавра Аа – вращается вокруг своей оси со скоростью 200-250 км/с. Бета Центавра Аb имеет скорость вращения 70-120 км/с. Она классифицируется как магнитная звезда В, что, как полагают, способствует ее более медленному вращению.

Читать еще:  Размеры звезд во Вселенной

Более ранние оценки масс Бета Центавра Aa и Ab давали значения около 14,7 солнечных масс. Если эти значения точны, то обе звезды могут закончить свою жизнь как сверхновые. Если они не такие массивные, то вместо этого закончат жизнь как массивные белые карлики.

Исследование 2006 года, объединившее интерферометрию и спектроскопию для получения оценок основных параметров двойных спектроскопических двойных звезд, дало массу 10,7±0,1 солнечных масс для Беты Центавра Аа и 10,3±0,1 солнечных масс для Беты Центавра Аb. Астеросейсмическое исследование, опубликованное в 2016 году, рассчитало массу 12,02±0,13 солнечных масс для первичного компонента и 10,58±0,18 солнечных масс для Бета-Центавра Ab.

Основная пара, Бета Центавра Aa и Ab, вращается друг вокруг друга с периодом 356,94 дня, в то время как орбитальный период Бета Центавра A и B гораздо длиннее – 288,267 лет. Бета Центавра B значительно слабее, чем основная пара, но при видимой величине 4,0 она была бы видна невооруженным глазом, если бы была единственной звездой и не была бы размыта сиянием ее более ярких соседей.

И Бета Центавра Аа, и Аb классифицируются как переменные Бета Цефея. Их яркость изменяется до нескольких сотых величины, и они имеют несколько периодов пульсации всего в несколько часов. Звезды Бета-Цефея обычно представляют собой бело-голубые звезды класса В, которые демонстрируют небольшие быстрые вариации яркости в диапазоне от 0,01 до 0,03 величины с периодами 2,4 – 7,2 часа из-за пульсаций их поверхностей.

Ссылка на основную публикацию
Статьи на тему:

Adblock
detector