Share to: share facebook share twitter share wa share telegram print page

T Лисички

T Лисички
Двойная звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 20ч 51м 28,24с[1]
Склонение +28° 15′ 1,82″[1]
Расстояние 1900 ± 100 св. лет (600 ± 30 пк)
Видимая звёздная величина (V) 5,754[2] (5.41 – 6.09)[3]
Созвездие Лисичка
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −2,6 ± 0,6[4] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +3,496[1] mas в год
 • склонение −15,087[1] mas в год
Параллакс (π) 1,6738 ± 0,0891[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) −3,19[5]
Спектральные характеристики
Спектральный класс F5Ib+A0.8V[5]
Показатель цвета
 • B−V +0,616 ± 0,049[4]
 • U−B 0,4
Переменность цефеида[3]
Физические характеристики
Возраст 120 млн лет
Температура 5899 К[10] и 6077 К[10]
Металличность 0,03[10], 0,02[10] и −0,03[11]
Коды в каталогах
BD +27° 3890, HD 198726, HIP 102949, HR 7988, SAO 89216, AAVSO 2047+27[6]
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

T Лисички — звезда (вероятно, двойная) в северном созвездии Лисички вблизи звезды Дзета Лебедя и пары звёзд 31 Лисички и 32 Лисички.[12] Видна невооружённым глазом, видимая звёздная величина составляет около 5,75.[2] Расстояние до системы оценивается в 1900 световых лет при годичном параллаксе 1,67 мсд.[1]

Является одной из наиболее ярких среди известных переменных типа классических цефеид,[13] при этом видимая звёздная величина меняется от 5,41 до 6,09[3] с периодом 4,435 суток.[2] Представляет собой бело-жёлтый сверхгигант спектрального класса F5 Ib.[5] Переменность T Лисички открыл в 1885 году Эдвин Сойер.[14] Наблюдения в период с 1885 года по 2003 год показали, что период изменения блеска слабо, но постоянно снижается на величину 0,25 секунды в год.[15]

Звезда-компаньон была открыта в 1992 году;[13] она представляет собой звезду главной последовательности спектрального класса A0.8 V и обладает массой 2,1 массы Солнца.[5] Для пары звёзд были представлены оценки периода обращения 738 и 1745 дней, хотя по состоянию на 2015 год остаются сомнения в том, что это действительно двойная система.[16]

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 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.
  2. ↑ 1 2 3 Evans, Nancy Remage; Berdnikov, Leonid; Lauer, Jennifer; Morgan, Douglas; Nichols, Joy; Günther, H. Moritz; Gorynya, Natalya; Rastorguev, Alexey; Moskalik, Pawel. Binary Properties from Cepheid Radial Velocities (CRaV) (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2015. — July (vol. 150, no. 1). — P. 18. — doi:10.1088/0004-6256/150/1/13. — Bibcode: 2015AJ....150...13E. — arXiv:1505.05823.
  3. ↑ 1 2 3 BSJ T Vulpeculae. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers (4 января 2010). Дата обращения: 24 января 2014. Архивировано 1 февраля 2014 года.
  4. ↑ 1 2 Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Evans, Nancy Remage; Bond, Howard E.; Schaefer, Gail H.; Mason, Brian D.; Karovska, Margarita; Tingle, Evan. Binary Cepheids: Separations and Mass Ratios in 5M ⊙ Binaries (англ.) // Astronomical Journal : journal. — 2013. — Vol. 146, no. 4. — P. 93, 10. — doi:10.1088/0004-6256/146/4/93. — Bibcode: 2013AJ....146...93E. — arXiv:1307.7123v1.
  6. ↑ HD 198726 (англ.). SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. — [База астрономических данных SIMBAD. Центр астрономических данных в Страсбурге]. Дата обращения: 18 августа 2018.
  7. ↑ Gallenne, A.; Kervella, P.; Mérand, A.; McAlister, H.; ten Brummelaar, T.; Coudé du Foresto, V.; Sturmann, J.; Sturmann, L.; Turner, N.; Farrington, C.; Goldfinger, P. J. Mean angular diameters, distances, and pulsation modes of the classical Cepheids FF Aquilae and T Vulpeculae. CHARA/FLUOR near-infrared interferometric observations (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2012. — May (vol. 541). — P. 5. — doi:10.1051/0004-6361/201219102. — Bibcode: 2012A&A...541A..87G. — arXiv:1203.6682.
  8. ↑ 1 2 Marsakov, V. A.; Koval', V. V.; Kovtyukh, V. V.; Mishenina, T. V. Properties of the population of classical Cepheids in the Galaxy (англ.) // Astronomy Letters : journal. — 2013. — Vol. 39, no. 12. — P. 851. — doi:10.1134/S1063773713120050. — Bibcode: 2013AstL...39..851M.
  9. ↑ Gray, R. O.; Graham, P. W.; Hoyt, S. R. The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. II. Basic Parameters of Program Stars and the Role of Microturbulence (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2001. — Vol. 121, no. 4. — P. 2159. — doi:10.1086/319957. — Bibcode: 2001AJ....121.2159G.
  10. ↑ 1 2 3 4 Andrievsky S. M., Lepine J. R. D., Korotin S. A., Luck R. E., Kovtyukh V. V., MacIel W. J. Barium abundances in Cepheids (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2013. — Vol. 428. — P. 3252–3261. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STS270 — arXiv:1210.6211
  11. ↑ Takeda Y., Kang D.-I., Han I., Lee B.-C., Kim K.-M. C, N, O and na abundances of cepheid variables: implications on the mixing process in the envelope (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2013. — Vol. 432. — P. 769–792. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STT528 — arXiv:1303.6593
  12. ↑ Moore, Patrick (2000), Exploring the Night Sky with Binoculars, Cambridge University Press, p. 147, ISBN 978-0521793902
  13. ↑ 1 2 Evans, Nancy R. The luminosity of the classical Cepheid T VUL (англ.) // Astronomical Journal : journal. — 1992. — July (vol. 104, no. 1). — P. 216—219. — doi:10.1086/116232. — Bibcode: 1992AJ....104..216E.
  14. ↑ Sawyer, E. F. On a new variable star in the Constellation Vulpecula (англ.) // Astronomische Nachrichten : journal. — Wiley-VCH, 1886. — Vol. 113, no. 16. — P. 265. — doi:10.1002/asna.18861131608. — Bibcode: 1886AN....113..265S. Архивировано 30 апреля 2019 года.
  15. ↑ Meyer, Ralf. T Vulpeculae: Maximum Times Covering 120 Years Show a Slight, Continuous Period Decrease (англ.) // Open European Journal on Variable Stars : journal. — 2006. — August (vol. 46). — P. 1. — Bibcode: 2006OEJV...46....1M.
  16. ↑ Gallenne, A.; Mérand, A.; Kervella, P.; Monnier, J. D.; Schaefer, G. H.; Baron, F.; Breitfelder, J.; Le Bouquin, J. B.; Roettenbacher, R. M.; Gieren, W.; Pietrzyński, G.; McAlister, H.; ten Brummelaar, T.; Sturmann, J.; Sturmann, L.; Turner, N.; Ridgway, S.; Kraus, S. Robust high-contrast companion detection from interferometric observations. The CANDID algorithm and an application to six binary Cepheids (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2015. — July (vol. 579). — P. 12. — doi:10.1051/0004-6361/201525917. — Bibcode: 2015A&A...579A..68G.
Kembali kehalaman sebelumnya