Войти
  Местоположение β Центавра (обведено) | |
| Данные наблюдений. Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Центавр |
| Прямое восхождение | 14 03 49.40535 |
| Склонение | −60 ° 22,9266 ″ |
| Видимая звездная величина (V) | 0,61 |
| Характеристики | |
| U − B показатель цвета | –0,98 |
| B − V показатель цвета | –0,23 |
| β Cen Aa | |
| Спектральный тип | B1 III |
| Тип переменной | β Cep / SPB |
| β Cen Ab | |
| Спектральный тип | B1 III |
| β Cen B | |
| Спектральный тип | B1V? |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | + 9,59 + 0,23. -0,21 км / с |
| Собственное движение (μ) | RA: –33,27 mas /yr. Dec.: –23.16 mas /yr |
| Parallax (π) | 8,32 ± 0,50 mas |
| Расстояние | 390 ± 20 ly. (120 ± 7 pc ) |
| Абсолютная звездная величина (MV) | -4,9 ± 0,2 |
| Орбита | |
| Первичная | β Cen Aa |
| Сопутствующая | β Cen Ab |
| Период (P) | 356,915 ± 0,015 d. (0,97720 ± 0,00004 yr ) |
| Большая полуось (a) | 0,02515 + 0,09. -0,08 ″ |
| Эксцентриситет (e) | 0,8245 ± 0,006 |
| Наклонение (i) | 67,68 ± 0,12 ° |
| Долгота th е узел (Ом) | 108,80 + 0,14. −0,15 ° |
| Периастр эпоха (T) | 2452000.15202 |
| Аргумент периастра (ω) . (вторичный) | 60,87 + 0,26. -0,25 ° |
| Полу- амплитуда (K1). (первичный) | 62,9 км /s |
| Полуамплитуда(K2). (вторичная) | 72,35 км / с |
| Орбита | |
| Первичная | β Cen A |
| Сопутствующая | β Cen B |
| Период (P) | 288,267 yr |
| Большая полуось (a) | 0,870 ″ |
| Подробности | |
| Светимость | 66,100 L☉ |
| Возраст | 14,1 ± 0,6 млн лет |
| β Cen Aa | |
| Масса | 12,02 ± 0,13 M☉ |
| Радиус | 9R☉ |
| Светимость | 31,600 + 18,500. -11,700 L☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g) | 3,55 ± 0,11 cgs |
| Температура | 25000 ± 2,000 K |
| Скорость вращения (v sin i) | 190 ± 20 км / с |
| β Cen Ab | |
| Масса | 10,58 ± 0,18 M☉ |
| Радиус | 9R☉ |
| Светимость | 25,100 + 14,700. -9,300 L☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g) | 3,55 ± 0,11 cgs |
| Температура | 23000 ± 2,000 K |
| Скорость вращения (v sin i) | 75 ± 15 км / с |
| β Cen B | |
| Масса | 4,61 M☉ |
| Другие обозначения | |
| Agena, Hadar, HR 5267, HD 122451, CD −59 ° 5365, LHS 51, SAO 252582, FK5 518, HIP 68702, GC 18971, CCDM J14038 -6022 | |
| Ссылки на базу данных | |
| SIMBAD | данные |
Beta Centauri (Latinized из β Centauri, сокращенно Beta Cen, β Cen ), официально называемый Хадар, является тройной звездной системой в южном созвездии из Центавр. Общая видимая визуальная величина, равная 0,61, делает эту систему вторым по яркости объектом в Центавре и одной из самых ярких звезд на ночном небе. Согласно измерениям параллакса с астрометрического спутника Hipparcos, расстояние до этой системы составляет около 390 световых лет (120 парсек ).
β Центавра (латиница Бета Центавра) - это звездная система Обозначение Байера.
Он носил традиционные названия Хадар и Аджена. Хадар происходит от арабского حضار (значение корня - «присутствовать», или «на земле», или «оседлый, цивилизованный район»), в то время как имя Агена считается производным от латинского genua, что означает «колени», из положения звезды на левом колене кентавра, изображенного в созвездии Центавра. В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по именам звезд (WGSN) для каталогизации и стандартизации имен собственных для звезд. WGSN утвердила название Хадар для звезды β Центавра Aa 21 августа 2016 г., и теперь оно внесено в Каталог имен звезд МАС.
Китайское название звезды - 马腹 一 (Мандарин : mǎ fù yī, «Первая звезда конского брюшка»).
Коренные жители бурун, проживающие сейчас на северо-западе Виктории, Австралия назвал его Бербермглом (вместе с α Центавра ), двумя братьями, известными своей храбростью и разрушительностью, которые пронзают и убивают Чингала «Эму» (туманность Угольный Мешок ). Народ Вотджобалук называет двух братьев Брам-брамбульт.
Февраль 2012 г. Изображение α Центавра (слева) и β Центавра (справа) Бета Центавра - это одна из самых ярких звезд на небе с величиной звездной величины 0,61. Его яркость колеблется на несколько сотых величины, слишком мала, чтобы быть заметной невооруженным глазом. Из-за своего спектрального типа и обнаружения пульсаций он был классифицирован как переменная β Цефея..
Бета Центавра хорошо известна в Южном полушарии как внутренний из двух «указателей». в созвездие Крюк, широко известное как Южный Крест. Линия, проведенная от другого указателя, Альфа Центавра, через Бету Центавра, ведет в пределах нескольких градусов к Гакруксу, звезде на северном конце креста. Используя Gacrux, навигатор может провести линию с Acrux на южном конце, чтобы эффективно определить юг.
Система Бета Центавра состоит из трех звезды : Бета Центавра Aa, Бета Центавра Ab и Бета Центавра B. Все обнаруженные спектральные линии соответствуют звезде типа B1, при этом меняются только профили линий, поэтому считается, что все три звезды имеют одинаковые спектральный класс.
В 1935 году Джоан Войте идентифицировала бету Центавра B, присвоив ей идентификатор VOU 31. Спутник отделен от основного на 1,3 угловой секунды и остается таковым с момента открытия, хотя с тех пор позиционный угол изменился на шесть градусов. Бета Центавра B - это карлик B1 с видимой звездной величиной 4.
В 1967 году наблюдаемые периодические изменения лучевой скорости Бета Центавра показали, что Бета Центавра A представляет собой двойную линию спектроскопическая двойная. Это было подтверждено в 1999 году. Основная звезда состоит из пары звезд β Центавра Aa и β Центавра Ab с одинаковой массой, которые вращаются вокруг друг друга в течение 357 дней с большим эксцентриситетом около 0,8245.
Рассчитано, что пары разделены средним расстоянием примерно 4 астрономических единиц (на основе расстояния до системы в 161 парсек) в 2005 году.
Оба Aa и Ab, по-видимому, имеют звездную классификацию B1 III, причем класс светимости III указывает на гигантские звезды, которые эволюционируют вдали от главная последовательность. Компонент Aa вращается намного быстрее, чем Ab, в результате чего его спектральные линии становятся шире, и поэтому эти два компонента можно различить в спектре. Компонент Ab, медленно вращающаяся звезда, обладает сильным магнитным полем, хотя в ее спектре не обнаружено особенностей содержания. В компоненте Aa обнаружены множественные моды пульсаций, некоторые из которых соответствуют вариациям блеска, поэтому эта звезда считается переменной. Обнаруженные режимы пульсации соответствуют таковым как для переменных β Цефеи, так и медленно пульсирующих B-звезд. Аналогичные пульсации не были обнаружены в компоненте Ab, но возможно, что это также переменная звезда.
Aa в 12,02 ± 0,13 раза массивнее Солнца, а Ab в 10,58 ± 0,18 раза.
