BO Близнецов (BO >ln[uyekf)

Перейти к навигации Перейти к поиску
BO Близнецов
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 6ч 25м 1,30с[1]
Склонение +17° 58′ 12,78″[1]
Расстояние 890,8686 ± 55,0791 пк[1]
Видимая звёздная величина (V) 11,73 ± 0,9[2]
Созвездие Близнецы
Астрометрия
Собственное движение
 • прямое восхождение 4,47 ± 0,099 mas/год[1]
 • склонение −10,821 ± 0,089 mas/год[1]
Параллакс (π) 1,1225 ± 0,0694 mas[1]
Спектральные характеристики
Спектральный класс A2[3]
Показатель цвета
 • B−V 0,44
Переменность затменная звезда[4][5]
Коды в каталогах

UCAC4 540-026935, AN 293.1934, HD 256729, TYC 1332-339-1, GSC 01332-00339, UCAC2 38042731, UCAC3 216-56931, 2MASS J06250130+1758128, EPIC 202064026, Gaia DR1 3370549940010738688, Gaia DR2 3370549944308889216, BO Gem и TIC 430057585

Информация в базах данных
SIMBAD V* BO Gem
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

BO Близнецов (лат. BO Geminorum), HD 256729 — тройная звезда в созвездии Близнецов на расстоянии приблизительно 2904 световых лет (около 891 парсек) от Солнца. Видимая звёздная величина звезды — от +15,1m до +11,3m[6]. Возраст звезды определён как около 660 млн лет[7].

Открыта Куно Хофмейстером в 1934 году[8]*.

Пара первого и второго компонентов — двойная затменная переменная звезда типа Алголя (EA)[9][10][11]. Орбитальный период — около 4,0686 суток[12].

Характеристики[править | править код]

Первый компонент — белая звезда спектрального класса A2[6][13][14][15]. Масса — около 2,07 солнечной, радиус — около 2,7 солнечного, светимость — около 21,104 солнечной. Эффективная температура — около 7523 К[1].

Второй компонент — оранжевый субгигант спектрального класса K3IV[8]. Масса — около 0,36 солнечной, радиус — около 3,4 солнечного, светимость — около 5,5 солнечной[16].

Третий компонент. Масса — не менее 4,5 солнечной[8]*. Орбитальный период — около 65 лет[8]*.

Исследования[править | править код]

Открыта Хофмейстером в 1934 году как переменная типа Алголя. Визуальные и фотометрические элементы орбиты были определены Стефаном Пиотровский[pl] в 1939 и Луиджи Яккья[it] в 1940 году. Многолетние визуальные наблюдения в период с 1947 по 1966 год позволили Розалии Сзафраниец[pl] построить кривую блеска звезды и показать неизменность периода. На основе наблюдений Сзафраниец в 1971 году Крейнер построил первую для BO Близнецов диаграммы O−C[8].

Эрдем в 2010 году проанализировал[8] изменение периода переменности звезды. Оказалось, что оно может быть описано направленной вверх параболой, на которую накладываются синосуидальный компонент. Параболические изменения объясняются перетеканием материи с более легкой звезды на более тяжёлую. Орбитальный период звезды быстро и монотонно растёт со скоростью 0,24 секунды за год, что соответствует скорости перетекания 9,9⋅10-7M⊙ в год. Синусоидальные же изменения периода могут быть объяснены наличием в системе третьего тела. Расчёты для BO Близнецов дают для гипотетического третьего компонента орбитальный период 65 лет и разброс масс от 4,5 до 18,9M⊙. Получается, что даже минимальная масса компонента больше, чем у первых двух компонентов вместе взятых. Нормальная (невырожденная, т.е. не белый карлик, не нейтронная звезда, не чёрная дыра) звезда такой массы была бы легко обнаружена спектрографически, т.к. её вклад в общий блеск системы должен составлять 64%. Автор полагает, что для окончательного объяснения противоречия необходимы новые наблюдения и исследования.

Примечания[править | править код]

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  2. ↑ Zacharias N., Finch C. T., Girard T. M., Bartlett J. L., Monet D. G., Zacharias M. I. VizieR Online Data Catalog: UCAC4 Catalogue (Zacharias+, 2012) (англ.) — 2012. — Vol. 1322.
  3. ↑ Cannon A. J., Pickering E. C. VizieR Online Data Catalog: Henry Draper Catalogue and Extension, published in Ann. Harvard Obs. 91-100 (1918-1925) (англ.) // Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College — 1918. — Vol. 91-100.
  4. ↑ LaCourse D. M., Jek K. J., Jacobs T. L., Winarski T., Boyajian T. S., Rappaport S. A., Sanchis-Ojeda R., Conroy K. E., Nelson L., Barclay T. et al. Kepler eclipsing binary stars - VI. Identification of eclipsing binaries in the K2 Campaign 0 data set (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2015. — Vol. 452, Iss. 4. — P. 3561–3592. — 32 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STV1475 — arXiv:1503.01829
  5. ↑ Kreiner J. M. Up-to-date linear elements of eclipsing binaries (англ.) // Acta Astronomica / M. Kubiak — Copernicus Foundation for Polish Astronomy, 2004. — Vol. 54. — P. 207–210. — ISSN 0001-5237
  6. ↑ 1 2 BO Gem Архивная копия от 1 июля 2020 на Wayback Machine, database entry, Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS5.1, 2017 Ed.), N. N. Samus, O. V. Durlevich, et al., CDS ID II/250 Архивная копия от 6 августа 2012 на Wayback Machine Accessed online 2022-03-23.
  7. ↑ Zhang J., Qian S., Wu Y., Zhou X. Unbiased Distribution of Binary Parameters from LAMOST and Kepler Observations (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 2019. — Vol. 244, Iss. 2. — P. 19. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.3847/1538-4365/AB442B
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Erdem A., Doru S. S., Soydugan F., Cicek C., Demircan O. Period studies of five neglected Algol-type binaries: RW Cet, BO Gem, DG Lac, SW Oph and WY Per (англ.) // New Astronomy — Elsevier BV, 2010. — Vol. 15. — P. 628–636. — ISSN 1384-1076; 1384-1092 — doi:10.1016/J.NEWAST.2010.02.007
  9. ↑ Armstrong D. J., Kirk J., Lam, K. W. F., McCormac J., Walker S. R., Brown, D. J. A., Osborn H. P., Pollacco D. L., Spake J. K2 Variable Catalogue: Variable stars and eclipsing binaries in K2 campaigns 1 and 0 (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2015. — Vol. 579. — P. 19–19. — 6 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201525889 — arXiv:1502.04004
  10. ↑ Malkov O. Y., Oblak E., Snegireva E. A., Torra J. A catalogue of eclipsing variables (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2006. — Vol. 446, Iss. 2. — P. 785—789. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20053137
  11. ↑ Budding E. A catalogue of classical (evolved) Algol-type binary candidate stars // (unknown type) — 1984. — Т. 27. — С. 91–129.
  12. ↑ N. N. Samus’, Kazarovets E. V., Durlevich O. V., Kireeva N. N., Pastukhova E. N. General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1 (англ.) // Astronomy Reports / D. Bisikalo — MAIK Nauka/Interperiodica, Springer Science+Business Media, 2017. — Vol. 61, Iss. 1. — P. 80–88. — ISSN 1063-7729; 1562-6881; 0004-6299 — doi:10.1134/S1063772917010085
  13. ↑ Cruzalèbes P., Petrov R. G., Robbe-Dubois S., Varga J., Burtscher L., Allouche F., Berio P., Hofmann, K. -H., Hron J., Jaffe W. et al. A catalogue of stellar diameters and fluxes for mid-infrared interferometry (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2019. — Vol. 490, Iss. 3. — P. 3158—3176. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STZ2803 — arXiv:1910.00542
  14. ↑ Avvakumova E. A., Malkov O. Y., Kniazev A. Y. Eclipsing variables: Catalogue and classification (англ.) // Astronomische Nachrichten — Wiley, 2013. — Vol. 334, Iss. 8. — P. 860—865. — ISSN 0004-6337; 1521-3994 — doi:10.1002/ASNA.201311942
  15. ↑ Brancewicz H. K., Dworak T. Z. A catalogue of parameters for eclipsing binaries (англ.) // Acta Astronautica — Elsevier BV, 1980. — Vol. 30. — P. 501—524. — ISSN 0094-5765; 1879-2030
  16. ↑ Budding E., Erdem A., Çiçek C., Bulut I., Soydugan F., Soydugan E., Bakiş V., Demircan O. Catalogue of Algol type binary stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2004. — Vol. 417. — P. 263–268. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20034135
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=BO_Близнецов&oldid=126563899