HD 32450 (также известная как Глизе 185) — двойная звезда в южном созвездии Зайца. HD 32450 имеет видимую звёздную величину +8,317m, и, согласно шкале Бортля, не видна невооружённым глазом даже на идеально-тёмном небе ().
Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на () от Земли. Звезда наблюдается южнее 69° с. ш., то есть видна южнее о. Лангёйа (Норвегия), южнее Кольского полуострова, Печорского моря, Карского моря, Обской губы, Восточно-Сибирского моря, моря Бофорта, то есть видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением приполярных областей Арктики. Лучшее время для наблюдения — декабрь.
Средняя пространственная скорость HD 32450 имеет компоненты (U, V, W)=(19.9, 7.28, 1.12), что означает U= (движется по направлению к галактическому центру), V= (движется по направлению галактического вращения) и W= (движется в направлении галактического северного полюса). Примерно через , звезда приблизится к Солнцу на расстояние , когда она будет светить с яркостью до +6,81m, то есть с яркостью, с которой сейчас светит звезда HD 53143 или как, например, HD 170657.
Галактическая орбита HD 23356 находится на расстоянии от до от центра Галактики.По небосводу звезда движется на юго-запад.
Обозначения компонентов как HD 32450 AB и AС вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС).
Свойства двойной звезды HD 32450 — это широкая пара звёзд: в телескоп видно, что это две звезды, блеск которых +8.66m и +10.60m. Обе звезды отдалены друг от друга на угловое расстояние в , что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, и периоду обращения по крайней мере, (для сравнения, радиус орбиты Сатурна равен и период обращения равен ). У звезды довольно большой эксцентриситет, который равен 0,72. Таким образом, в процессе вращения друг вокруг друга звёзды, то сближаются на расстояние (то есть, примерно, до орбиты астероида Полигимни (), то удаляются на расстояние (то есть, примерно, до орбиты Урана (). Наклонение в системе не очень велико и составляет 60,7°, как это видится с Земли. Эпоха периастра, то есть год, когда звезды приблизились друг к другу на минимальное расстояние — 1997 год.
Если мы будем смотреть со стороны HD 32450 A на HD 32450 B, то мы увидим красную звёздочку, которая светит с яркостью от −18,3m до −14,4m, то есть с яркостью от 171,5 до 4,55 Лун в полнолуние в зависимости от положения звезды на орбите. Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — 0,02° (в среднем), то есть в 25 раза меньше нашего Солнца. С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны HD 32450 B на HD 32450 A, то мы увидим оранжевую звезду, которая светит с яркостью −20,27m до −16,33m, то есть с яркостью от 1024 до 27,17 Лун в полнолунии. Причём угловой размер звезды (в среднем) будет — 0,033°, то есть в 15,2 раз меньше нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:
В периастре () В апоастре () m L☾ %D″%m L☾ %D″%A→B-18,3171,50,043 %25714,3 %-14,44,550,0011 %41,92,3 %B→A -20,2710240,26 %422,623,5 % -16,3327,170,007 %68,93,8 % m — видимая звёздная величина; L☾ — светимость, выраженная в светимостях Луны в полнолуние; % — светимость, выраженная в процентах от светимости Солнца; D″ — угловой диаметр звезды выраженный в угловых секундах (угловой радиус Солнца — 3600″); % — диаметр звезды выраженный в процентах от диаметра Солнца;
Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, но HD 32450 имеет значение металличности почти на половину меньше, чем на Солнце: содержание железа в ней относительно водорода составляет 45,7 %, что позволяет предположить, что звезда пришла из других областей Галактики, где было меньше металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря менее плотному звёздному населению и меньшему количеству сверхновых звёзд.
Свойства компонента A HD 32450 A — карлик, имеющая массу . Больше о звезде ничего неизвестно, однако, из теории звёздной эволюции известно, что звёзды подобной массы должны быть оранжевыми карликами спектрального класса , что указывает на то, что водород в ядре звезды ещё служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезда, в таком случае, будет излучать энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около , что будет придавать ей характерный оранжевый цвет звезды спектрального класса K.
В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1969 году. Угловой размер звезды тогда был оценён в . Абсолютный радиус звезды был оценён 1977 году в , что очень хорошо согласуется с радиусом звезды её спектрального класса. Светимость для звезды спектрального класса K7, должна составлять . Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии , то есть примерно на орбиту Меркурия, чей радиус орбиты составляет Причём с такого расстояния HD 32450 A выглядела бы вдвое больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 1,05° (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).
Скорость вращения у HD 32450 A почти в три раза больше солнечной и равна , что даёт период вращения звезды — 6,1 дня. К сожалению, не известен текущий возраст системы, но известно, что звёзды с массой живут на главной последовательности порядка .
Свойства компонента B HD 32450 B — карлик, имеющая массу . Больше о звезде ничего неизвестно, однако, из теории звёздной эволюции известно, что звёзды подобной массы должны быть красными карликами спектрального класса , что указывает на то, что водород в ядре звезды ещё служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезда, в таком случае, будет излучать энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около , что будет придавать ей характерный красноватый цвет звезды спектрального класса M.
В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1977 году. Абсолютный радиус звезды был оценён в , что очень хорошо согласуется с радиусом звезды её спектрального класса. Светимость для звезды спектрального класса K7, должна составлять . Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии . Причём с такого расстояния HD 32450 B выглядела бы более чем втрое больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 1,7° (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).
История изучения кратности звезды В 1929 году американский астроном, работавший в Южноафриканской астрономической обсерватории Х. Ф. Доннер , открыл, что HD 32450 является, как минимум двойной звездой, то есть открыл компоненты AB и звёзды вошли в каталоги как DON 91. Затем в 1964 году Ф. Холденом было определено, что звезда является трёхкратной, то есть был открыл компонент AC и звезда вошла в каталоги как HLN 8. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице: Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина компонента I Видимая звёздная величина компонента IIAB 1929 35 346° 0.5″ 8.66m 10.60m 2018 354° 0.9″ AC 19644 29° 10.4″8.66m 11.20m 2015 28° 32.00″
Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды HD 32450 есть спутник (компонент AB), звезда 11-й величины, находящийся на очень малом угловом расстоянии, которое он изменил, двигаясь по эллиптической орбите, в течение последних почти 100 лет и он, несомненно, настоящий компаньон.
Рядом находится, звезда 11-й величины (компонент AC), находящаяся на угловом расстоянии у которой известен каталожный номер — UCAC2 23288972. У звезды известен параллакс, и судя по нему звезда находится на расстоянии порядка , и соответственно она в систему HD 32450 не входит, являясь просто фоновой звездой, лежащей на линии прямой видимости.
Ближайшее окружение звезды Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет от звезды HD 32450 (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5m) и примечательные звёзды). Их спектральные классы приведены на фоне цвета этих классов (эти цвета взяты из названий спектральных типов и не соответствуют наблюдаемым цветам звёзд): Звезда Спектральный класс Расстояние, св. летГамма Зайца F6V 5.09 Дельта Эридана K0IV 11.17GJ 3323 M4,0V 11.38HD 36395 M1,5V 11.87 40 Эридана K1eV 13.11Пи³ Ориона F6V 13.32G 99-47 DAP8.9 13.79 82 Эридана G8V 14.72Глизе 250 K3 V 15.0658 Эридана G1,5VH-05 16.00 Глизе 213 M4.0Vn 16.38Звезда Каптейна sdM1 16.91Каппа¹ Кита G5Vv 17.58 HD 17925 K1V 18.03Эпсилон Эридана K2V 18.75 Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет, есть ещё 25 красных, оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M, а также 5 белых карликов, которые в список не попали.
Примечания Комментарии
Источники
Ссылки
Изображение HD 32450
Категория:Объекты Байера Категория:Объекты Флемстида Категория:Объекты HD и HDE Категория:Объекты HIP Категория:Оптически-двойные звёзды