Традиционное имя звезды — Неккар — происходит от арабского названия созвездия и означает — Волопас. В средние века была распространена неправильная транслитерация с арабского بقّار baqqār «копатель» (подразумевалась традиционная профессия человека, работавшего с лопатой в винограднике), но в XIX векеИделер показал, что это ошибка при транслитерации арабских букв б и н, отличающиеся только размещением точки, соглашаясь с Ибн Юнисом[15].
Несмотря на то, что звезда имеет обозначение бета Неккар, однако, занимает лишь шестое место по яркости в созвездии, имея видимую звёздная величину 3m,5 и должен был бы называться гаммой, дельтой, или даже эпсилон или этой. Вместо того, чтобы название соответствовало яркости, Байер, очевидно, начал обозначение с Арктура, а затем продолжил с северной части созвездия по направлению к югу[16].
Физические характеристики
Неккар — гигантспектрального класса G с температурой поверхности 4950 K — немного холоднее, чем на Солнце.
На основании измерений параллакса, можно вычислить, что звезда находится на расстоянии примерно в 225 световых лет (69 парсек) от Земли[17]. Также нужно учитывать, что яркость звезды уменьшается на 0,06m из-за поглощения света газом и пылью по пути к Земле[18].
Неккар обладает светимостью в 190 солнечной. Из светимости и температуры, можно вычислить, что звезда имеет, диаметр в 19 раз больше солнечного. Неккар является источником рентгеновского излучения, и активностью аналогичной той, которое наблюдается на Солнце, хотя вращается довольно медленно (один оборот занимает около 3/4 года). Измерено, что ось вращения звезды наклонена на 28°±6°, как это видится с Земли[19].
Наблюдения Неккара рентгеновским спутником ROSAT в августе 1993 года, позволили обнаружить на звезде мощные 10-минутные рентгеновские вспышки, во много раз более сильные, чем типичная яркая солнечная вспышка (которая производит интенсивные пятна на поверхности Солнца), что указывает на разрыв петли магнитного поля[16]. Напряжённость магнитного поля составила около 1,7⋅1032Э. Это было первое наблюдение такой необычной активности у звезды этого типа. Эти вспышки могли бы быть объяснены присутствием компаньона карлика — звезды М-типа, ещё не обнаруженного[20]. Звезда испытывает небольшие изменения яркости (0m,03) и относится к классу вспыхивающих звёзд[19].
Неккар также классифицируется как бариевая звезда[16], его спектр указывает на избыток бария и других элементов в атмосфере звезды. Такие звезды (например, Альфард), как правило, считается, загрязненными компаньонами, которые когда-то на стадии красного гиганта начали терять массу в ходе превращения в белого карлика. Тем не менее, пока нет никаких признаков того, что такой спутник существует. Светимость Неккара и его температура позволяет предложить, что его масса чуть более чем в 3 раза больше солнечной (Кёниг и соавт. (2006) определяют его массу в 3,4 массы Солнца[19], в то время как Тецлаф и соавт. (2011) дают максимальную оценку массы в 5,0±1,5[21] массы Солнца, а Такеда и соавторы определяют массу, как 3,24[18] солнечных масс.) и возраст, возможно, 350 миллионов лет[16].
↑Huensch, M.; Reimers, D. (1995), "Detection of an X-ray flare on the low-activity G 8 III-type giant β Boo", Astronomy and Astrophysics, 296: 509—513, Bibcode:1995A&A...296..509H{{citation}}: Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)
↑Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (2011), "A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 410 (1): 190—200, arXiv:1007.4883, Bibcode:2011MNRAS.410..190T, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x{{citation}}: Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
