BL Boötis
Звезда в созвездии Волопаса
BL Boötis

Кривая блеска в визуальной полосе для BL Волопаса, адаптированная из работы Шмидта (2002) [1]
Данные наблюдений
Эпоха J2000       Равноденствие J2000
СозвездиеВолопас
прямое восхождение14 ч 05 м 40,463 с [2]
Склонение+28° 29′ 12.28″ [2]
Видимая звездная величина  (V)14.45 - 15.10 [3]
Характеристики
Спектральный типкА2/3хА9/Ф0В [3]
Цветовой индекс U−B0,16 - 0,05 [4]
Цветовой индекс B−V0,12 - 0,25 [4]
Тип переменнойАномальная цефеида [3]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )+115 [5] (от +90 до +160) [6]  км/с
Собственное движение (μ) RA:  -5,303 [2]  мсек / год
Декабрь:  -0,770 [2]  мсек / год
Параллакс (π)0,0114 ± 0,0220  мсек. дуги [2]
Расстояние16000 [6]  шт.
Абсолютная величина  (M V )−1,27 [6]
Подробности
Масса1,56 [6]  М ☉
Радиус11.0 [4]  Р ☉
Светимость278 [6]  Л ☉
Поверхностная гравитация (log  g )2.22 [6]  сгс
Температура7,010 [6]  К
Металличность [Fe/H]−1,92 [6]  декс
Скорость вращения ( v  sin  i )<18 [5]  км/с
минимум
Поверхностная гравитация (log  g )2,55 [6]  сгс
Температура6,405 [6]  К
Ссылки на базы данных
СИМБАДданные

BL Boötis (сокращенно BL Boo ) — пульсирующая звезда в созвездии Волопаса . Является прототипом класса аномальных цефеид , занимающих промежуточное положение на диаграмме HR между классическими цефеидами I типа и цефеидами II типа .

Она меняется от величины 14,45 до 15,10 за 0,82 дня. [3] Она расположена в 4 угловых минутах от центра (и предположительно является звездой-членом) шарового скопления NGC 5466. Ее переменность была впервые отмечена в 1961 году русским астрономом Николаем Ефимовичем Курочкиным, который дал ей обозначение переменной звезды BL Волопаса. Однако он считал, что это затменная двойная . Впоследствии Т.И. Грызунова в 1971 году сочла ее переменной звездой типа RR Лиры. [7]

Роберт Зинн подтвердил, что она является членом шарового скопления и обнаружил, что она слишком синяя, чтобы быть переменной типа RR Лиры . Он дал ей название V19 внутри скопления. [7] Он подсчитал, что ее масса составляет около 1,56, а светимость — около 278 солнечных; ее абсолютная величина составляет -1,27. [8] Спектр сравнивали со звездой главной последовательности A2 или A3 на основе ее линий K и со звездой A9 или F0 на основе ее линий водорода. Расхождение вызвано сильным дефицитом металлов, примерно в 100 раз ниже, чем у Солнца . Несмотря на спектральную классификацию, ее не считают звездой главной последовательности, по крайней мере, обычной. Она больше и ярче, чем можно было бы предположить по ее спектру, сравнима со звездой горизонтальной ветви , но массивнее сопоставимых звезд на горизонтальной ветви. [4] Предполагается, что пульсации находятся в первом обертоне . [5]

BL Волопаса была обозначена как прототип редкого класса переменных звезд, известных как аномальные цефеиды или переменные BL Волопаса. [9] Эти звезды несколько похожи на цефеиды , но у них нет той же связи между периодом и светимостью. Их периоды похожи на подтипы ab переменных типа RR Лиры; однако они намного ярче этих звезд. Аномальные цефеиды бедны металлами и имеют массы, не намного превышающие массу Солнца, в среднем 1,5 солнечных . [9] Происхождение этих звезд неясно, но считается, что оно, возможно, произошло в результате слияния двух звезд. [10] Детальное исследование спектра BL Волопаса с помощью телескопа Keck-1 в обсерватории WM Keck показало, что ее эффективная (поверхностная) температура составляет около 6450 К в минимальном свете. Он также показал, что химический состав соответствует стареющим звездам с низким содержанием металлов (популяция II), и, следовательно, ставит под сомнение происхождение в результате слияния звезд. Лучевая скорость ниже, чем можно было бы ожидать, если бы это было результатом слияния звезд. [6]

Ссылки

  1. ^ Шмидт, Эдвард Г. (февраль 2002 г.). «Звезды полосы цефеид промежуточного периода». The Astronomical Journal . 123 (2): 965– 982. Bibcode :2002AJ....123..965S. doi : 10.1086/338439 . S2CID  43762088 . Получено 4 ноября 2021 г. .
  2. ^ abcde Brown, AGA ; et al. (сотрудничество Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the content and survey properties". Астрономия и астрофизика . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Исправление:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  3. ^ abcd Otero, Sebastian Alberto (23 ноября 2011 г.). "BL Boötis". Веб-сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Получено 19 января 2019 г.
  4. ^ abcd Зинн, Р.; Дан, CC (1976). «Переменная 19 в NGC 5466: аномальная цефеида в шаровом скоплении». Астрономический журнал . 81 : 527. Бибкод : 1976AJ.....81..527Z. дои : 10.1086/111916.
  5. ^ abc Zinn, R.; King, CR (1982). "Масса аномальной цефеиды в шаровом скоплении NGC 5466". The Astrophysical Journal . 262 : 700. Bibcode : 1982ApJ...262..700Z. doi : 10.1086/160462 .
  6. ^ abcdefghijk Маккарти, Джеймс К.; Немек, Джеймс М. (1997). «Химический состав и скорость изменения периода аномальной цефеиды V19 в NGC 54661». The Astrophysical Journal . 482 (1): 203–29 . Bibcode : 1997ApJ...482..203M. doi : 10.1086/304118 .
  7. ^ Аб Зинн, Роберт; Дан, Конард К. (1976). «Переменная 19 в NGC 5466: аномальная цефеида в шаровом скоплении». Астрономический журнал . 81 : 527–33 , 565. Бибкод : 1976AJ.....81..527Z. дои : 10.1086/111916.
  8. ^ Зинн, Роберт; Кинг, Кристофер Р. (1982). «Масса аномальной цефеиды в шаровом скоплении NGC 5466». Astrophysical Journal . 262 : 700–08 . Bibcode : 1982ApJ...262..700Z. doi : 10.1086/160462 .
  9. ^ ab Good, Gerry A. (2003). Наблюдение переменных звезд . Springer. стр. 61, 69–70. ISBN 978-1-85233-498-7.
  10. ^ Balona, ​​LA (2010). Проблемы звездной пульсации. Bentham Science Publishers. стр. 135. ISBN 978-1-60805-185-4.
Взято с "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=BL_Boötis&oldid=1260837785"