Beta Lesser Lion

Beta Leo Minor  är en stjärna i den norra stjärnbilden Leo Minor . Stjärnan har en skenbar magnitud på 4,21 m [3] och är enligt Bortl-skalan synlig för blotta ögat även på stadshimlen .  Det är den enda stjärnan i stjärnbilden Leo Minor som har en Bayer-beteckning . Det är den näst ljusaste stjärnan i stjärnbilden (den ljusaste stjärnan i stjärnbilden är 46 Leo Minor ) [8] .

Från mätningar av parallax som tagits under Hipparcos- uppdraget är stjärnan känd för att vara cirka 164  ly bort . år ( 47,78  st ) [1] .

Stjärnan observeras norr om 54°S. sh., det vill säga nästan över hela den bebodda jorden , med undantag för Antarktis . Den bästa observationstiden är februari [12] . Stjärnans radiella heliocentriska hastighet är +6  km/s , vilket betyder att stjärnan rör sig bort från solen [12] .

Egenskaper för det binära systemet

Beta Little Lion är synlig genom ett teleskop som en enda jättelik gul stjärna av spektraltyp G9III med några tecken på sekundära spektrallinjer. Men den består faktiskt av ett par stjärnor: A ( skenbar magnitud 4,40 m [3] ) och B ( skenbar magnitud 6,12 m [3] ). Genom att studera spektrumet av Beta Little Lion kan det sönderdelas till separata stjärnor: en gul subjätte av spektraltyp G och en gulaktig-vit subjätte av spektraltyp F [3] . Hela Beta Little Lion-systemet är 1,2 miljarder år gammalt [4] .

Den spektrala dualiteten hos en stjärna upptäcktes av William Husseyår 1904 [13] . Rörelsen är elliptisk, sker längs en starkt lutande bana: lutningen är -79,1° [6] med avseende på observatören på jorden . Eftersom de två komponenterna är för nära varandra tillåter inte spektrumet stjärnornas upplösning, och den bästa omloppsbanan beräknades med endast spektrallinjerna för den primära komponenten, och även originaldata från kända visuella observationer användes.

Omloppstiden är cirka 38,6  år ( 14 100  dagar ), omloppsexcentriciteten är mycket stor - 0,683. Banans semi- major axel är 0,36  " , men dess värde varierar från 0,1  " till 0,6  " [6] . Paret roterar runt varandra på ett medelavstånd av 16,25  AU , och den stora excentriciteten tar dem sedan till ett avstånd av 27  AU (något mindre än Neptunus omlopp  - 30,06  AU ), för sedan samman dem på ett avstånd av endast 5,4  AU (vilket är nästan lika med Jupiters omloppsbana  - 5,2  AU ). Även om planeter också är kända i dubbelstjärnor, stjärnor i Beta Minor Leo-systemet är förmodligen för nära varandra för att tillåta planeter att existera (det har faktiskt ännu inte hittats några planeter i Beta Minor Leo-systemet).

Liksom många binärer, illustrerar paret perfekt stjärnutvecklingen i aktion, med den mer massiva komponenten (som började livet som en F-dvärg ) som den första att bli en underjätte. Den andra komponenten kommer så småningom att följa den första, vilket så småningom resulterar i ett system som består av två vita dvärgar .

Komponent A

Spektraltypen av Beta Minor Leo A är G8III-IV [3] , vilket betyder att stjärnan är mycket större än vår sol ( 7,8  , även om denna är liten för en jätte [8] ), dubbelt så tung som vår sol ( 2,11  ) [4] ), och mycket ljusare än solen ( 36  [8] ). Det indikerar också att stjärnan befinner sig i det röda klusterområdet på Hertzsprung-Russell-diagrammet , där helium i stjärnans kärna fungerar som kärnbränsle, det vill säga stjärnan befinner sig i den "kalla änden", den horisontella grenen [14 ] .

Stjärnan utstrålar energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 5075  K [8] , vilket ger den den karakteristiska gula nyansen av en stjärna av G-typ. Stjärnan har en ytgravitation på 2,85  CGS [4] eller 7,07 m/s 2 , det vill säga nästan 40 gånger mindre än på solen ( 274,0 m/s 2 ), vilket förklaras av dess mycket stora yta. Planetbärande stjärnor tenderar att ha en hög metallicitet och jämfört med solen har Beta Minor Leo A en ganska hög metallicitet : dess järnhalt i förhållande till väte är 123 % [4] av solens. Roterande med en ekvatorialhastighet på 2,54  km/s [4] (det vill säga med en hastighet på nästan 25 % mer än solen), tar denna stjärna cirka 166  dagar att göra ett helt varv.

Komponent B

Spektraltypen för beta-molllejonet är B - F8IV [3] , vilket betyder att stjärnan är dubbelt så stor som vår sol ( 2  [8] ), nästan samma massa ( 1,35  [8] ), och mycket ljusare än Sun ( 5 ,8  [8] ), detta indikerar också att vätet i stjärnans kärna fungerar som kärnkraft "bränsle", det vill säga stjärnan är på huvudsekvensen . Stjärnan utstrålar energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 6200  K [8] , vilket ger den den karakteristiska gul-vita nyansen av en stjärna av F-typ . Om det fanns en B-komponent, som inte övermannades av A-komponenten, skulle den bara lysa 15 % starkare än solen på vår himmel, och skulle bara ha hälften av vår sols vinkelstorlek [8] .

Anteckningar

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (2007), Validering av den nya Hipparcos-reduktionen , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:200783 katalog en 5 arkiverad 3 mars 2016 på Wayback Machine 
2. ↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 HR 4100 Arkiverad 3 oktober 2020 på Wayback Machine , databaspost, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminär version), D. Hoffleit och WH Warren, Jr., CDS ID V/50 Arkiverad 3 mars 2016 på Wayback Machine . Tillträde på nätet 1 oktober 2008.
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 The Penn State - Toruń Center for Astronomy Planet Search stjärnor. IV. Dwarfs and the complete sample  (engelska)  : journal. - .
5. ↑ Perkins-katalogen över reviderade MK-typer för de kallare stjärnorna   : journal . - .
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Spektroskopiska binära banor från fotoelektriska radiella hastigheter - Paper 200: Kappa Persei, Beta Leonis Minoris, 56 Ursae Majoris, HR 4593 och 39 Cygni   : journal . - .
7. ↑ (eng.) * bet LMi -- Spectroscopic binary , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HR+4100 > . Hämtad 27 januari 2019. Arkiverad 6 mars 2019 på Wayback Machine   
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Beta LMi Arkiverad från originalet den 22 augusti 2007. , Stjärnor , Jim Kaler. Tillträde på nätet 2 oktober 2008.
9. ↑ 1 2 Deka-Szymankiewicz B., Niedzielski A. , Adamczyk M., Adamow M., Nowak G., Wolszczan A. The Penn State - Torun Center for Astronomy Planet Search stjärnor. IV. Dvärgar och hela provet  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2018. - Vol. 615.—S. 31–31. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201731696 - arXiv:1801.02899
10. ↑ 1 2 Niedzielski A. , Deka-Szymankiewicz B., Adamczyk M., Adamów M., Nowak G. , Wolszczan A. The Penn State - Torun Center for Astronomy Planet Search stjärnor. III. Provet av utvecklade stjärnor  (engelska) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2015. - Vol. 585.—S. 73–73. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201527362
11. ↑ Massarotti A., Latham D. W. , Stefanik R. P., Fogel J. Rotations- och radiella hastigheter för ett urval av 761 Hipparcos-jättar och binaritetens roll  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2007. - Vol. 135, Iss. 1. - P. 209-231. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/135/1/209
12. ↑ 12 H.R. 4100 . Katalog över ljusa stjärnor . Hämtad 3 mars 2019. Arkiverad från originalet 6 mars 2019. (ryska)
13. ↑ b Leonis Minoris  (engelska)  (otillgänglig länk) . Alcyone Bright Star-katalog . Hämtad 3 mars 2019. Arkiverad från originalet 4 mars 2016.
14. ↑ Om den fotometriska variationen hos röda klumpjättar. - .

Länkar