PROFILPELAJAR.COM

Альфа Октанта
Альфа Октанта
	Звезда
	Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные; (Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение	21ч 04м 43,06с
Склонение	−77° 01′ 25,57″
Расстояние	144,8 ± 0,6 св. года (44,4 ± 0,2 пк)
Видимая звёздная величина (V)	5,13
Созвездие	Октант
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)	85,9 ± 1,5 км/c
	Собственное движение
• прямое восхождение	+22,5215 mas в год
• склонение	−369,325 mas в год
Параллакс (π)	22,5215 ± 0,0955 mas
Абсолютная звёздная величина (V)	1,93 ± 0,02
Спектральные характеристики
Спектральный класс	F4III+F5III; (спектральная двойная)
	Показатель цвета
• B−V	+0,490 ± 0,008
• U−B	+0,13
Переменность	β Лиры
Физические характеристики
Масса	1,42 M⊙
Радиус	3,69 R⊙
Возраст	1,5 ± 0,1 млрд лет
Температура	6270 K
Светимость	14,48 L☉
Металличность	0,07
Вращение	85 км/с
	Коды в каталогах FK5 787, HD 199532, HIP 104043, HR 8021, NLTT 50332, PPM 374864, SAO 257879, CD −77°1053, CPD −77°1474, GC 29343, LTT 8327
Информация в базах данных
SIMBAD	данные
	Информация в Викиданных ?

Альфа Октанта (лат. Alpha Octantis) — двойная звезда^[11] в созвездии Октанта. Хотя согласно обозначению Байера в атласе Уранометрия звезда названа α Октанта, но она не является самой яркой в созвездии. Ярчайшая звезда Октанта — Ню. Альфа Октанта видна невооружённым глазом как слабая, бело-жёлтая точка при видимой звёздной величине 5,13^[2]. Двойная система находится на расстоянии около 148 световых лет от Солнца по данным о годичном параллаксе.

Звезда является спектральной двойной, состоящей из двух похожих звёзд-гигантов спектрального класса F, вращающихся друг вокруг друга с периодом слегка больше 9 дней и эксцентриситетом орбиты около 0,39^[4]. Пара звёзд образует затменную переменную типа β Лиры, видимый блеск в момент главного минимума снижается на 0,04 звёздной величины^[6]. Система является ярким рентгеновским источником со светимостью 22,78⋅10²⁹ эрг с⁻¹^[12]. Альфа Октанта обладает избытком инфракрасного излучения, что свидетельствует в пользу существования двух остаточных дисков, первый из которых имеет температуру 450 K и обращается на расстоянии 1,4 а.e. от своей звезды, а второй имеет температуру всего 40 K и обращается на расстоянии 187,8 а. е. от всей системы^[8].

Примечания

↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ Brown, A. G. A. et al. Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2018. — August (vol. 616). — P. A1. — doi:10.1051/0004-6361/201833051. — Bibcode: 2018A&A...616A...1G. — arXiv:1804.09365. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
↑ ¹ ² ³ ⁴ Anderson, E.; Francis, Ch. XHIP: An extended hipparcos compilation (англ.) // Astronomy Letters : journal. — 2012. — Vol. 38, no. 5. — P. 331. — doi:10.1134/S1063773712050015. — Bibcode: 2012AstL...38..331A. — arXiv:1108.4971.
↑ ¹ ² ³ ⁴ Nordström, B. et al. The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2004. — Vol. 418. — P. 989—1019. — doi:10.1051/0004-6361:20035959. — Bibcode: 2004A&A...418..989N. — arXiv:astro-ph/0405198.
↑ ¹ ² The double-lined binary alpha Octantis, William Buscombe and Pamela M. Morris, The Observatory 80 (February 1960), pp. 28–29, Bibcode: 1960Obs....80...28B.
↑ HR 8021 Архивная копия от 3 марта 2016 на Wayback Machine, database entry, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version), D. Hoffleit and W. H. Warren, Jr., CDS ID V/50 Архивная копия от 6 октября 2016 на Wayback Machine. Accessed on line September 4, 2008.
↑ ¹ ² Samus', N. N; Kazarovets, E. V; Durlevich, O. V; Kireeva, N. N; Pastukhova, E. N. General catalogue of variable stars (англ.) // Astronomy Reports^[англ.] : journal. — 2017. — Vol. 61, no. 1. — P. 80. — doi:10.1134/S1063772917010085. — Bibcode: 2017ARep...61...80S.
↑ Tokovinin, A.; et al. (May 2006), "Tertiary companions to close spectroscopic binaries", Astronomy and Astrophysics, 450 (2): 681—693, arXiv:astro-ph/0601518, Bibcode:2006A&A...450..681T, doi:10.1051/0004-6361:20054427
↑ ¹ ² Cotten, Tara H.; Song, Inseok (July 2016), "A Comprehensive Census of Nearby Infrared Excess Stars", The Astrophysical Journal Supplement Series, 225 (1): 24, arXiv:1606.01134, Bibcode:2016ApJS..225...15C, doi:10.3847/0067-0049/225/1/15, 15.{{citation}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
↑ van Belle, Gerard T. Interferometric observations of rapidly rotating stars (англ.) // The Astronomy and Astrophysics Review^[англ.] : journal. — 2012. — March (vol. 20, no. 1). — P. 51. — doi:10.1007/s00159-012-0051-2. — Bibcode: 2012A&ARv..20...51V. — arXiv:1204.2572.
↑ * alf Oct (англ.). SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. — [База астрономических данных SIMBAD. Центр астрономических данных в Страсбурге]. Дата обращения: 4 сентября 2008.
↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. A catalogue of multiplicity among bright stellar systems (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2008. — September (vol. 389, no. 2). — P. 869—879. — doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x. — Bibcode: 2008MNRAS.389..869E. — arXiv:0806.2878.
↑ Makarov, Valeri V. (October 2003), "The 100 Brightest X-Ray Stars within 50 Parsecs of the Sun", The Astronomical Journal, 126 (4): 1996—2008, Bibcode:2003AJ....126.1996M, doi:10.1086/378164.